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Tiphaine ANDRÉ
Sous la direction de Catherine Griffin
Master ILTS 2018-2019 option TS
Mémoire de traduction
Les émissions de neutrinos au cours de supernovæ
Kate Scholberg, Supernova signatures of neutrino mass ordering, in Journal of Physics G: Nuclear
and Particle Physics , volume 45, numéro 1, 2018.
2
Table des matières
Remerciements ............................................................................................................................... 3
I – Introduction............................................................................................................................... 4
II — La terminologie au service de la traduction .......................................................................... 5
1) La traduction de flavor transition ...................................................................................... 6
2) neutronization burst, ou la création d’un néologisme ....................................................... 7
3) SASI, l’inconnu au bataillon.............................................................................................. 8
4) Les synonymes : mass ordering et mass hierarchy ........................................................... 9
III — Quelques problèmes de traduction ..................................................................................... 11
1) La pertinence des sigles et des acronymes ...................................................................... 11
2) L’articulation et la simplification du discours ................................................................. 13
3) Les phrases trop longues .................................................................................................. 16
4) L’éclairage du propos ...................................................................................................... 18
5) La relecture, prise de recul indispensable ........................................................................ 21
6) Les omissions volontaires ................................................................................................ 24
IV — Conclusion ......................................................................................................................... 28
Traduction alignée ........................................................................................................................ 29
Traduction .................................................................................................................................... 65
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Remerciements
Je remercie chaleureusement tous ceux m’ayant apporté leur aide et leur soutien au cours de cette
année et au long de l’élaboration de ce mémoire.
Tout d’abord, mes remerciements vont à mes directeurs de mémoire, Geneviève Bordet, pour sa
disponibilité et ses apports essentiels tout au long de l’année, André Tran, pour ses précieux conseils
terminologiques et son attention portée à mes travaux, et Catherine Griffin, pour son suivi, son vif
intérêt et son investissement au sein de ce mémoire, qui m’ont beaucoup aidée à avancer.
Je remercie également mes experts, Antoine Kouchner et Kate Scholberg, pour avoir accepté de
répondre à mes questions et de m’accorder de leur temps pour mieux comprendre mon domaine et
tous les paramètres linguistiques qui y sont associés.
Enfin, je remercie profondément ma famille, pour leur soutien et leur confiance sans faille depuis
toujours, ainsi que mon compagnon Léo, pour son aide plus que précieuse avec les outils
informatiques et pour avoir été l’un de mes piliers cette année.
4
I — Introduction
Le processus de traduction nécessite de mettre en place des stratégies progressives. En effet, pour
respecter tous les enjeux liés à la traduction d’un texte, il faut s’accorder le temps de s’organiser, mais
aussi de ne rien faire, pour laisser libre cours à sa réflexion et prendre du recul. Par essence, le choix
du texte est important, et ne pas le comprendre à la première lecture est un indice positif pour la suite
du projet de traduction. Sachant que tout le travail de recherche documentaire et de terminologie
effectué en amont a pour but de préparer à la traduction, si le texte semble opaque, alors il a été bien
sélectionné. Une approche systématique, facilitée par la création d’une arborescence illustrant le
domaine du texte de traduction, permet de comprendre les tenants et les aboutissants liés au domaine,
ce qui est indispensable avant de tenter de traduire.
Mon texte de traduction se situe dans un microdomaine que l’on appelle l’astronomie neutrino. Il
touche à plusieurs disciplines, car il s’enrichit du côté de la physique générale, de la physique des
particules, de l’astronomie, de l’astrophysique, mais aussi des mathématiques. La vocation de
l’astronomie neutrino est d’étudier les objets astronomiques à travers le spectre des neutrinos, ces
particules subatomiques qui recèlent de nombreux mystères. Grâce aux détecteurs de neutrinos, les
astrophysiciens peuvent en apprendre beaucoup sur l’Univers, mais également sur les neutrinos eux-
mêmes. C’est pourquoi le domaine de l’astrophysique est aussi important que le domaine de la
physique des particules dans mon travail de terminologie, les deux étant étroitement liés. Comme
nous le verrons dans la première partie de ce mémoire, définir les termes centraux et en déterminer
les relations est un passage obligé pour aborder le texte plus sereinement. Par ailleurs, le rôle des
experts francophone et anglophone est un facteur déterminant pour l’avancée de ce travail, leurs
connaissances et leur maîtrise du domaine se révélant très précieuses.
Par la suite, nous nous consacrerons aux différents problèmes inhérents à la démarche de traduction
et propres à la forme du texte. Pour ce travail, l’utilisation d’un outil de traduction assistée par
ordinateur (TAO) a été d’une grande aide, en permettant la création d’une mémoire de traduction.
Cependant, ce logiciel présente des inconvénients qu’il est important de souligner, comme la
contrainte de la segmentation arbitraire, phrase par phrase. Le traducteur ne doit pas se laisser
influencer par cette segmentation : il lui faut construire les phrases en favorisant fluidité et clarté, afin
de ne pas perdre le lecteur avec des phrases trop longues et compliquées. L’intérêt de cet outil est
indéniable tant que l’on réussit à en contourner les inconvénients.
5
II — La terminologie au service de la traduction
Le travail terminologique consiste en l’étude approfondie de dix termes par langue, aboutissant à
la création de fiches longues, mais également d’autres termes pour lesquels une fiche courte sera
créée. Les fiches glossaire permettent aussi d’intégrer au dictionnaire terminologique certains termes
appartenant à l’astronomie neutrino, même s’ils ne sont pas traités avec autant de minutie que les
termes en fiches longues. La constitution de ce dictionnaire est une porte d’entrée vers le domaine
pour tout traducteur, mais n’est néanmoins pas suffisante pour la réalisation de la traduction. En effet,
les termes choisis étant un reflet du domaine, ils ne sont pas nécessairement tous présents dans le
texte de traduction. Alors, comment faire lorsqu’on rencontre des termes dans notre texte qui n’ont
pas été étudiés dans cette phase ?
Tout d’abord, un aspect important à définir est le public visé par le texte. S’adresse-t-il à des
spécialistes ou non ? Les choix de traduction seront totalement différents en fonction du type de
lecteur. Mon texte est un article scientifique rédigé par Kate Scholberg, professeur de physique à
l’Université Duke en Caroline du Nord, aux États-Unis. Dans cette publication de 2018, l’auteure fait
un état des lieux des connaissances actuelles sur les neutrinos émis au cours de supernovæ et sur les
moyens de détection dont nous disposons pour les observer. Le contenu s’adresse plutôt à des
spécialistes, bien que sa structure en « entonnoir », du simple vers le compliqué, invite le lecteur
novice à se renseigner davantage au fil de sa lecture. Pour cette raison, la traduction des termes doit
se faire dans un registre scientifique et non pas vulgarisé, car ce n’est pas le but de l’article.
Par ailleurs, il est connu que les répétitions ne sont pas gênantes en anglais, ce qui n’est pas le cas en
français. Toutefois, même si les répétitions sont en général peu appréciées dans les textes français et
qu’on préfère toujours varier les synonymes, le registre scientifique et technique incite à conserver
les mêmes termes dans un but de cohérence et de précision. Ceci a nécessairement une influence sur
la traduction, au cours de laquelle il faut être vigilant sur les constructions : elles peuvent ressembler
à des termes et ne pas en être, comme elles peuvent ressembler à des collocations, mais se révéler être
un terme. Même si l’on peut relativiser cet aspect, car le discours scientifique est bien moins normalisé
qu’il n’y paraît, ce point mérite une certaine vigilance de la part du traducteur afin de rester dans le
registre adéquat.
6
1) La traduction de flavor transition
Ce terme apparaît un grand nombre de fois dans mon texte de traduction et est l’un de ceux ayant
posé le plus de problèmes lors de la traduction.
Déjà abordée dans le mémoire de terminologie, la principale difficulté posée par ce terme est la
frontière ténue entre neutrino oscillation et flavor transition. Selon mon idée initiale, le premier était
l’hyperonyme du second, car il n’y a pas de flavor transition sans neutrino oscillation au préalable.
Mon premier choix de traduction était donc changement de saveur, qui est donc bien distinct
d’oscillation des neutrinos ; c’est d’ailleurs ainsi que je l’avais fait apparaître dans l’arborescence en
anglais. Après avoir interrogé mon expert francophone, il m’a confirmé qu’il s’agit de deux
phénomènes bien distincts et qu’il utilise bien changement de saveur. Cependant, les recherches
menées dans mon corpus ne donnaient pas grand-chose lorsque j’utilisais changement de saveur
comme mot-clé. Cela me laissait penser que changement de saveur n’était peut-être finalement pas
un terme, mais plutôt une collocation, utilisée de façon marginale par les physiciens français. Alors,
comment traduire flavor transition de façon précise ? Par la suite, je me suis également rendu compte
que flavor transition comportait de nombreux synonymes, tels que flavor
transformation/conversion/evolution, ce qui m’indiquait que j’avais plutôt affaire à une collocation.
La réponse à la question de la traduction se trouvait finalement sous mes yeux, dans mon texte de
traduction, sous la forme d’une note de bas de page : « Flavor transitions due to neutrino mixing in
matter will sometimes be referred to here, and are frequently referred to in the literature, as
‘oscillations’, in spite of recent well-justified commentary [30] that such terminology does not
appropriately discriminate adiabatic matter-induced transitions from vacuum oscillations. » En effet,
bien qu’au sens strict, oscillation soit bien l’hyperonyme de flavor transition, les scientifiques
emploient l’hyperonyme pour désigner son hyponyme. La solution de traduction était alors toute
trouvée, car changement de saveur ne me semblait pas convenir pour toutes les occurrences du texte :
oscillation est une solution tout aussi légitime.
Ainsi, selon les occurrences, j’ai parfois choisi de traduire flavor transition par changement de saveur
ou par oscillation, en fonction des contextes. J’ai également conservé la note de bas de page qui
justifie ces choix et éclaire le lecteur à propos de l’utilisation de ces termes.
Dans les deux exemples ci-dessous, j’ai fait deux choix différents. Pour le premier, j’ai conservé la
notion de changement de saveur, car il me semble qu’on parle plus précisément du changement de
saveur, de muonique vers tauique par exemple, plutôt que de l’oscillation en général. Par ailleurs,
cette phrase se situe dans la partie consacrée aux changements de saveur des neutrinos (« Neutrino
flavor transitions in supernovæ ») et méritait donc à mon avis d’être plus explicite. Le deuxième
7
exemple traite d’un autre sujet, dans lequel on peut parler d’oscillations au sens plus large, ce qui
explique mon choix de traduction. De plus, en termes de style, on peut ajouter qu’insérer changement
de saveur aurait rendu cette seconde phrase très lourde.
Thanks to experimental measurements of
neutrino flavor transitions over the past few
decades using diverse detectors and sources, we
now have a concise and robust model of
neutrinos describing a wide array of data very
well [8–10].
Au cours des dernières décennies, des mesures
expérimentales ont été effectuées sur les
changements de saveur du neutrino à l’aide de
détecteurs et de sources variées. Ces mesures
ont permis de dégager un modèle clair et robuste
des neutrinos qui décrit parfaitement un large
éventail de données.
Nevertheless some likely features due to self-
induced flavor transitions can be confidently
predicted, under the assumption of certain
conditions.
Cependant, à certaines conditions, on peut
prévoir avec certitude des particularités dues
aux oscillations auto-induites.
2) neutronization burst, ou la création d’un néologisme
Un autre cas intéressant est celui de neutronization burst, terme que l’on compte une quinzaine
de fois dans mon texte de traduction. Le travail terminologique effectué sur ce terme a permis d’en
dégager les principales caractéristiques. La complexité de neutronization burst s’explique par son
absence d’équivalent en français. En effet, bien qu’il désigne une étape bien précise du déroulement
d’une supernova à effondrement de cœur, je n’ai jamais réussi à trouver un équivalent français direct
de ce terme, seulement des périphrases. Mon expert français a aussi indiqué utiliser une périphrase
pour nommer ce concept, telle que « l’émission de neutrinos liée à l’explosion de la supernova ». Il
s’agit bien d’un début de solution, mais il n’était pas envisageable d’insérer une telle périphrase à
chaque fois que le terme apparaissait dans mon texte de traduction. La fluidité et la clarté du texte
cible auraient été compromises et sa lecture en aurait été indigeste. Passer par un néologisme semblait
alors être la seule issue, mais pour cela, il fallait être certaine du sens exact du terme neutronization
burst.
Au départ, je pensais qu’il s’agissait d’une explosion à cause de burst, ce qui m’a finalement induite
en erreur. En outre, burst apparaissait également seul dans mon texte de traduction, désignant bel et
bien une explosion. Néanmoins, l’échange avec mon expert français aura été fructueux : lorsque je
l’interroge sur cette phase de la supernova, il évoque alors un pic d’émission des neutrinos. Cette
8
formulation, qui n’était pas au départ ce que je cherchais, m’a en fin de compte mise sur la voie. En
effet, burst peut tout aussi bien faire référence à une explosion qu’à un pic, un sursaut dans une courbe
sur un graphique. Après vérification auprès de mon experte anglophone, qui n’est autre que l’auteure
du texte de traduction, j’étais à présent certaine que neutronization burst fait bien référence à un pic
dans l’émission de neutrinos au cours de la supernova. J’ai donc décidé de créer le néologisme pic de
neutronisation pour le traduire. Par conséquent, il n’apparaît bien sûr dans aucune publication
provenant de mon corpus, mais mon expert francophone a validé cette traduction. Ceci permet donc
d’éviter des tournures longues et répétitives. J’aurais pu décider de varier les traductions, en utilisant
parfois mon néologisme et la périphrase évoquée ci-dessus. Cependant, dans la lignée de l’approche
que j’ai choisi d’adopter, j’ai favorisé la précision en utilisant uniquement mon néologisme pour
mettre l’accent sur la précision du discours scientifique, dont nous avons parlé dans l’introduction. À
chaque occurrence de neutronization burst, je l’ai donc traduit par pic de neutronisation, comme dans
les exemples ci-dessous.
The neutronization burst can last a few tens of
ms and the luminosity has a characteristic shape
as a function of time [26].
Le pic de neutronisation peut durer plusieurs
dizaines de millisecondes et la luminosité forme
une courbe caractéristique en fonction du temps.
Observation of the neutronization burst is
probably the most robust prospect for
determining the MO via a supernova burst.
Observer le pic de neutronisation représente
probablement la perspective la plus robuste pour
déterminer l’ordre des masses au cours de
l’explosion de la supernova.
3) SASI, l’inconnu au bataillon
J’ai longtemps laissé la traduction de standing accretion shock instability de côté, car je ne savais
pas comment m’en sortir. En effet, il est difficile d’aborder ce terme très complexe, lui-même
composé de plusieurs concepts qu’il faut réussir à imbriquer. En outre, les recherches menées sur ce
terme ne fournissaient que des résultats en anglais, et mes tentatives en postulant une traduction
n’étaient pas plus fructueuses. Cependant, j’ai découvert que ce terme pouvait s’abréger sous la forme
« SASI » en anglais, ce qui pouvait constituer une méthode de recherche supplémentaire. En
cherchant dans mon corpus francophone et sur Google à l’aide de « SASI », des résultats sont enfin
apparus. Les occurrences relevées comportaient l’expression instabilité SASI, pour laquelle la
signification de l’acronyme est la plupart du temps développée ensuite sous sa forme anglaise. Cette
traduction me gênait un peu, car instabilité SASI revient à commettre une répétition, sachant que le I
9
de SASI signifie instability. Comme pour neutronization burst, je me suis demandé si créer un
néologisme pour la traduction serait judicieux. Néanmoins, le cas de figure pour SASI est différent,
car il existe bien une traduction utilisée par les spécialistes, même si je ne la trouve pas satisfaisante.
Inventer un néologisme n’aurait donc pas été pertinent puisque les spécialistes n’auraient pas su à
quoi je faisais référence.
En conclusion, j’ai choisi de traduire standing accretion shock instability par instabilité SASI, en
précisant la signification de l’acronyme entre parenthèses pour que mon lecteur puisse effectuer des
recherches s’il le souhaite.
At this stage can also be seen the standing
accretion shock instability, a type of ‘sloshing’
oscillation which can manifest itself in the
neutrino flux as a 100Hz modulation.
À ce stade, on peut aussi observer l’instabilité
SASI (pour « Standing Accretion Shock
Instability »), une sorte d’oscillation en
« ballottement » se manifestant dans le flux de
neutrinos à une modulation de 100 Hz.
4) Les synonymes : mass ordering et mass hierarchy
La traduction de ces termes représente un dilemme entre deux solutions. En effet, le travail
terminologique réalisé en amont met en avant plusieurs facteurs à prendre en compte pour traduire ce
terme et finalement prendre position.
Dans le texte de traduction, l’auteure utilise systématiquement mass ordering, jusque dans le titre de
l’article. C’est pourquoi j’ai commencé le travail terminologique en postulant que ce terme était un
terme vedette, c’est-à-dire préféré à ses éventuels concurrents. Dans une note de bas de page, l’auteure
précise d’ailleurs qu’il existe un synonyme, mass hierarchy, mais elle explique qu’elle favorise mass
ordering car hierarchy sous-entend que certaines masses pourraient être bien plus importantes que
d’autres, sur une même échelle. En partant de ce principe, j’ai donc pensé qu’ordre des masses serait
la bonne traduction, et hiérarchie de masse serait alors un synonyme. Mon expert francophone utilise
d’ailleurs ordre des masses dans le livre qu’il a écrit, ce qui me confortait dans mon choix. Cependant,
dans mon corpus, les données statistiques contredisaient ma décision, car le terme hiérarchie de masse
était beaucoup plus utilisé par les chercheurs qu’ordre des masses. De plus, il existe deux termes
complexes construits à partir de mass ordering et qui désignent ses hyponymes, normal mass ordering
et inverted mass ordering, que l’on retrouve majoritairement en anglais lorsqu’on compare les mêmes
constructions avec hierarchy. Néanmoins, en français, on rencontre à nouveau le cas inverse :
hiérarchie de masse normale et hiérarchie de masse inversée sont largement prédominantes. Fallait-
10
il accorder du crédit à mon corpus ou à mon expert, sachant que l’auteure de mon texte marque bien
la différence entre les deux synonymes ?
En termes de cohérence statistique, j’ai décidé d’adopter la traduction hiérarchie de masse pour le
dictionnaire terminologique, en expliquant la complexité liée aux concurrents et aux hyponymes.
Pour le texte de traduction, j’ai en revanche choisi d’utiliser ordre des masses, certes plus marginal
en français, mais pas inexistant. En prenant cette décision, je pouvais alors conserver la note de bas
de page ajoutée par l’auteure et la traduire, car la garder n’aurait plus eu de sens si j’avais adopté
hiérarchie de masse. De plus, le choix de l’auteure de ne pas utiliser hiérarchie est ainsi respecté, ce
qui n’entrave pas la compréhension du texte pour le lecteur et lui laisse la liberté de faire des
recherches à l’aide des deux termes. En revanche, cette traduction implique un autre problème à
résoudre, cette fois-ci lié aux abréviations construites à partir de mass ordering. Nous traiterons cette
question dans la prochaine partie, dans la section portant sur les acronymes et les sigles.
Ci-dessous, la note de bas de page évoquée plus haut où la question de l’emploi des termes ordre des
masses et hiérarchie de masse est mise en avant. Je l’ai adaptée en fonction de mes constatations
terminologiques sur l’usage en français, car traduire littéralement cette note ne refléterait pas la
réalité :
1 Folllowing recently favored usage, this review
will use ‘mass ordering’, as the word ‘hierarchy’
suggests that some masses may be much larger
than others on an absolute scale, which may not
be the case—the masses may in fact be quasi-
degenerate if their differences are much smaller
than the absolute scale.
1 Bien que « hiérarchie de masse » soit utilisé
plus fréquemment dans la littérature, nous
utiliserons le terme « ordre des masses » dans
cet article plutôt que « hiérarchie de masse ». En
effet, ce dernier suggère que certaines masses
pourraient être bien plus élevées que les autres
sur une échelle absolue, ce dont nous ne sommes
pas sûrs. En réalité, si la différence entre les
masses est beaucoup plus petite que l’échelle
absolue, les masses pourraient alors être presque
entièrement dégénérées.
11
III — Quelques problèmes de traduction
Mis à part les questionnements terminologiques inhérents à la traduction, mon texte présente
d’autres difficultés. En effet, étant donné qu’il s’agit d’un article scientifique et que nous avons affaire
à un domaine et à des connaissances complexes, la clarté doit être de mise, de même que la cohérence.
De plus, il arrive régulièrement que les articles scientifiques ne soient pas très bien écrits et
comportent des problèmes de style et d’organisation. Il faut donc être vigilant. Toutefois, je n’ai pas
rencontré un tel obstacle avec l’article que j’ai choisi : il est très bien écrit, bien structuré et fluide, si
l’on met de côté les termes spécialisés et la difficulté de compréhension inhérente au domaine
lorsqu’on est novice. L’auteure a réellement fait un effort de rédaction et de style, et sait
manifestement écrire, ce qui rend la lecture comme la traduction de l’article plaisante et agréable.
Cette caractéristique doit donc être conservée en langue cible, pour que le lecteur français ressente
également cette impression de fluidité.
L’article comportait tout de même des complications pour la traduction qu’il est intéressant de relever
et d’étudier. Cette partie explore un échantillon représentatif des problèmes de traduction rencontrés
au cours de ce travail, mais aussi probablement dans la plupart des publications scientifiques.
1) La pertinence des sigles et des acronymes
C’est une question qui revient régulièrement lorsqu’on en croise dans les publications. Chaque
domaine possède ses propres abréviations, souvent communes avec d’autres sujets, mais signifiant
chacune une notion précise. Mon texte ne fait pas exception à la règle et présente plusieurs sigles et
acronymes, que j’ai choisi de conserver ou non.
Pour commencer, nous avons vu dans la partie précédente le terme standing accretion shock
instability, qui est un cas particulier, car son acronyme SASI n’était pas présent dans le texte source.
Néanmoins, comme nous l’avons expliqué, cet acronyme est utilisé en français pour désigner ce
concept qui ne possède pas d’équivalent à proprement parler. Il ne s’agit donc pas ici d’adapter un
acronyme, mais bien de l’insérer afin de faciliter la compréhension du lecteur francophone. Ensuite,
dans le même but, j’ai aussi décidé d’écrire l’acronyme correspondant au nom d’un télescope évoqué
par l’auteure. En effet, dans la deuxième partie de l’article, l’auteure cite le détecteur Deep
Underground Neutrino Experiment, puis en parle à nouveau plus loin dans l’article en utilisant
directement l’acronyme DUNE. Le lecteur français non spécialiste n’aurait probablement pas fait le
lien sans que j’aie explicité auparavant la signification de l’acronyme. Par conséquent, j’ai décidé de
traduire cette phrase en utilisant directement l’acronyme et en en précisant la signification entre
parenthèses. Ainsi, dès que le lecteur rencontre DUNE dans la suite du texte, il sait de quoi il s’agit.
12
T2K [13] and NOvA [14] will give early
information; we will probably need to wait for
Hyper-Kamiokande [15] and the Deep
Underground Neutrino Experiment [16] for 5σ
answers.
Les détecteurs T2K et NOvA fourniront les
premières données, mais des résultats à 5σ
n’arriveront qu’avec Hyper-Kamiokande et
DUNE (Deep Underground Neutrino
Experiment).
Dans un autre cas de figure, j’ai au contraire décidé de ne pas conserver certains sigles qui n’étaient
pas nécessairement pertinents en français. Lorsqu’ils ne sont pas utilisés par les physiciens
francophones, il aurait été inutile de les adapter, en particulier lorsque l’explication du sigle n’alourdit
pas les phrases.
Le premier exemple est MO, abréviation de mass ordering en anglais. Comme nous l’avons évoqué
dans la partie précédente, il a fallu prendre position pour traduire ce terme en français, étant donné
qu’il existe deux possibilités acceptables. Suite au choix d’utiliser ordre des masses, on peut alors se
poser la question de l’abréviation correspondante. Faut-il traduire MO par OM ? Les recherches en
corpus montrent que ce sigle n’est jamais utilisé en français et remettent en cause la pertinence d’une
telle adaptation. Par ailleurs, nous avons vu dans la partie précédente que hiérarchie de masse est
préféré à ordre des masses en français, ce qui renforce l’idée que ce sigle n’est pas utile. De la même
façon, on trouve dans l’article les sigles NMO et IMO respectivement pour Normal Mass Ordering et
Inverted Mass Ordering. En français, on parle davantage de hiérarchie de masse normale ou inversée,
mais j’ai décidé de conserver ordre des masses par souci de cohérence. Sachant qu’on ne trouve que
très rarement ordre des masses normal ou inversé, on ne trouve pas plus les sigles OMN ou OMI pour
abréger ces termes. Par conséquent, j’ai fait le choix de ne pas adapter ces sigles et de toujours utiliser
la forme développée de ces termes, comme dans les exemples ci-dessous :
The first unknown is the so-called ‘mass
ordering’ (MO) or ‘mass hierarchy’, equivalent
to the signs of the mass differences1.
La première inconnue est « l’ordre des masses »,
ou « hiérarchie de masse », dont le signe
équivaut aux différences de masse1.
Figure 4 shows that the H resonance can occur
for neutrinos in the NMO case (the H resonance
density is on the 𝑛𝑒 > 0 side), and for
antineutrinos for the IMO case (the H resonance
density is on the 𝑛𝑒 < 0 side).
Les graphiques démontrent que la résonance H
concerne les neutrinos dans le cas de l’ordre des
masses normal (densité de résonance H pour
𝑛𝑒 > 0) et qu’elle concerne les antineutrinos
13
dans le cas de l’ordre des masses inversé
(densité de résonance H pour 𝑛𝑒 < 0).
In other words, the neutronization burst is
suppressed for IMO, but suppressed even more
strongly for NMO.
En d’autres termes, le pic de neutronisation est
réprimé en ordre des masses inversé, mais l’est
de manière encore plus significative en ordre
des masses normal.
En outre, nous verrons dans la section sur les notes de bas de page que la décision de ne pas conserver
certains sigles ou acronymes a une incidence sur la pertinence de ces notes.
Nous pouvons aussi rapidement évoquer le cas où la conservation du sigle était pertinente, car l’usage
est identique en français comme en anglais. Pour MSW effect, qui signifie l’effet Mikheïev-Smirnov-
Wolfenstein, soit l’effet MSW, on peut garder le sigle qui est identique et employé de la même façon
dans les deux langues.
2) L’articulation et la simplification du discours
On pourrait penser qu’un texte de nature scientifique est nécessairement difficile d’accès et
compliqué, et donc que la traduction donnera ainsi un texte tout aussi complexe. Toutefois, dans
certains cas de figure, on peut simplifier le propos de l’auteur dans l’optique d’éclaircir le propos,
sans pour autant être infidèle au texte source. Un certain nombre de phrases de mon texte de traduction
remplissent ces critères. Pour organiser et simplifier le propos, plusieurs procédés peuvent être
adoptés lors de la traduction, tels que l’omission volontaire de certains morceaux de phrases, ou
encore l’insertion de connecteurs logiques.
The reader should be assured, however, that if a
signal is harvested from a Milky Way burst,
physicists will be ingenious in squeezing all
possible information from the data.
Toutefois, si les physiciens détectent un signal
en provenance d’une explosion dans la Voie
lactée, il est certain qu’ils déploieront tous les
moyens possibles pour en tirer un maximum
d’informations.
Dans le premier exemple ci-dessus, from the data est une redondance qui n’est pas nécessaire. En
effet, le lecteur comprend que les physiciens seront en mesure d’obtenir des informations à partir du
14
signal. En utilisant le pronom en, dont signal est l’antécédent, on évite la répétition et le propos est
ainsi allégé.
The parameters of nature in this picture are: the
three mixing angles θ23, θ12 and θ13 plus a
complex phase δ associated with CP-violating
observables, as well as the three masses m1, m2
and m3.
Dans cette configuration, les différents
paramètres sont : les trois angles de mélange
θ 23, θ12 et θ13, la phase complexe δ associée à
des observables ne respectant pas la symétrie
CP, et les masses m1, m2 et m3.
Ici, parameters of nature est une formulation idiomatique anglophone, dont la traduction littérale
n’est pas pertinente. Dans les textes français, on ne parle jamais de paramètre de nature ou paramètre
naturel. Par ailleurs, le sens de parameter of nature est finalement le même qu’en utilisant paramètre.
Ainsi, on peut simplifier le propos et utiliser le mot simple.
EN FR1 FR2
Section 5 summarizes relevant
detector sensitivity and
instances of detectors.
La section 5 fait le point sur la
sensibilité des détecteurs à
neutrinos et sur les différents
types de détecteurs.
La section 5 fait le point sur les
différents types de détecteurs
de neutrinos et sur leur
sensibilité.
Cette phrase a nécessité une deuxième tentative de traduction pour éviter le calque et aboutir à une
formulation plus légère et plus claire. Inverser les groupes nominaux permet effectivement de faire
une ellipse et d’éviter la répétition de détecteurs, qui alourdit la phrase en français. De plus, garder la
notion d’exemple aurait été superflu, car elle n’est pas utile pour comprendre le propos de l’auteure.
Dans les exemples suivants, la phrase source ne comportait pas de connecteur logique. Par
conséquent, l’articulation entre les propositions n’était pas claire et on ne saisit pas nécessairement le
lien entre les faits énoncés par l’auteure. Ainsi, j’ai décidé d’ajouter des connecteurs en français pour
structurer les propositions et mettre en avant les différents liens logiques.
15
Section 7 is a summary. Enfin, la section 7 établit la synthèse de cet
article.
There may be surprises, too—current data allow
for neutrino properties outside of the standard
three-flavor picture, and beyond-the-Standard-
Model phenomenology could also affect the
supernova neutrino burst observables.
Nous pourrions également avoir des surprises.
En effet, à l’heure actuelle, aucune preuve
n’exclut que les neutrinos possèdent des
propriétés qui dépassent le cadre du modèle
standard des trois saveurs. Une telle
phénoménologie pourrait avoir des
répercussions sur les observables liées à
l’émission de neutrinos au cours d’une
supernova.
The best prospect is for a large scintillator
detector like JUNO with excellent energy
resolution [77], although for more optimistic
models one could observe an Earth-matter-
induced difference between signals in large
water Cherenkov detectors [78] with different
pathlengths through the Earth’s mantle.
Le meilleur candidat serait un scintillateur de
grande taille comme JUNO, dont la résolution
en énergie est excellente. Pourtant, dans certains
modèles plus optimistes, on pourrait observer
une différence entre les signaux captés par des
détecteurs Cherenkov à eau de grande taille, en
raison de la matière terrestre. En effet, la
distance traversée par ces signaux varie dans le
manteau terrestre.
While improved precision on all neutrino
mixing parameters will be welcome, and we
expect oscillation experiments to make progress
in the next few decades, there are still two
quantities in this picture that are largely
unknown, although there does exist at the
current time some statistically-weak
information about them from combined beam
and reactor data.
Dans quelques dizaines d’années, nous nous
attendons à ce que les expériences sur les
oscillations aient progressé et nous espérons que
tous les paramètres de mélange des neutrinos
soient plus précis. Toutefois, deux grandeurs
demeurent inconnues, bien que l’on dispose
aujourd’hui d’une petite quantité d’informations
à leur sujet, provenant des données fournies à la
fois par les faisceaux et les réacteurs.
For the IMO case, the antineutrinos will be fully
transformed, and the neutrinos will be partially
transformed.
En revanche, dans le cas de l’ordre des masses
inversé, les antineutrinos sont totalement
16
transformés, alors que les neutrinos ne le sont
que partiellement.
Dans les exemples ci-dessus, on retrouve des propositions imbriquées dans des phrases très longues,
qu’il a fallu non seulement couper, mais aussi articuler. À l’aide de connecteurs logiques qui mettent
en avant les liens entre les phrases nouvellement créées, le discours est ainsi plus fluide et plus facile
à suivre pour le lecteur. Ainsi, certains connecteurs permettent de signaler des oppositions, des liens
de cause à effet, ou encore d’ordonner des sections.
3) Les phrases trop longues
L’un des problèmes les plus récurrents dans mon texte de traduction concerne la longueur des
phrases. En effet, de nombreuses propositions se retrouvent enchâssées les unes dans les autres, ce
qui n’est pas problématique en anglais, mais l’est davantage en français. Suivre le déroulement des
idées et la logique des propos n’est pas toujours évident lorsqu’une phrase est longue de plusieurs
lignes. C’est pourquoi il peut être judicieux de guider le lecteur en découpant les propositions d’une
grande phrase en deux ou trois phrases plus courtes.
The 1987A neutrino signal in water and
scintillator detectors led to the best limits, at that
time, on absolute mass scale of the neutrino,
based on the lack of energy-dependent spread
(e.g., [4]).
À l’époque, à partir du signal neutrino de
SN 1987A, les détecteurs à eau et les
scintillateurs nous avaient permis de recueillir
un maximum de données sur l’échelle de masse
absolue du neutrino. Ces détecteurs étaient
limités par l’absence de dispersion en fonction
de l’énergie.
The physics of core collapse is the subject of
supercomputer simulation studies by several
groups worldwide (see [21–25] for reviews),
and understanding has become more and more
sophisticated over the past few decades.
La physique de l’effondrement gravitationnel
fait l’objet d’études de simulation par
superordinateur, menées par plusieurs groupes
de recherche à travers le monde. La
compréhension de ce sujet s’est grandement
améliorée au cours des dernières décennies.
Dans les exemples ci-dessus, si l’on avait conservé la même structure que l’anglais en français, la
phrase obtenue aurait été très lourde et la traduction très littérale. Ainsi, sortir la dernière proposition
17
de la phrase pour en créer une nouvelle permet de fluidifier le discours et de marquer une pause, tout
en répartissant convenablement les phrases et en conservant la logique des idées.
Since the matter discontinuity travels in space as
the shock wave propagates, time- and energy-
dependent signatures of the shock discontinuity
can show up in the observed signal—one could
in principle see the shock propagation in the
neutrino signal as a time- and energy-dependent
flavor content modulation.
Les signatures de la discontinuité du choc,
dépendantes du temps et de l’énergie, peuvent
apparaître sur le signal observé, car la
discontinuité de matière traverse l’espace en
même temps que l’onde de choc se propage. En
principe, la propagation de l’onde de choc dans
le signal neutrino pourrait donc être perçue
comme une modulation du contenu en saveurs,
dépendante du temps et de l’énergie.
Pour cette phrase, il était plus pertinent d’inverser les deux premières propositions (en jaune et vert
clair), car le lien de cause-conséquence est plus clair si on inverse les propositions et qu’on évite de
commencer une phrase avec une conjonction comme « car » ou « puisque ». De plus, le tiret n’étant
que très rarement utilisé en langue française, le conserver n’aurait pas été approprié. Il est préférable
de couper la phrase pour qu’elle ne soit pas trop longue et que le lecteur ne soit pas perdu. En
revanche, traduire le lien de logique entre le début et la fin de la phrase est indispensable, c’est
pourquoi « donc » vient en quelque sorte remplacer le tiret qui « accrochait » les idées entre elles.
The best prospect is for a large scintillator
detector like JUNO with excellent energy
resolution [77], although for more optimistic
models one could observe an Earth-matter-
induced difference between signals in large
water Cherenkov detectors [78] with different
pathlengths through the Earth’s mantle.
Le meilleur candidat serait un scintillateur de
grande taille comme JUNO, dont la résolution
en énergie est excellente. Pourtant, dans certains
modèles plus optimistes, on pourrait observer
une différence entre les signaux captés par des
détecteurs Cherenkov à eau de grande taille, en
raison de la matière terrestre. En effet, la
distance traversée par ces signaux varie dans le
manteau terrestre.
Pour ce dernier exemple, nous avons affaire ici à une phrase source très longue et très riche en
informations. La traduire en conservant la même structure aurait résulté en une phrase dense et
indigeste, qu’il aurait probablement fallu relire plusieurs fois pour bien la comprendre. C’est pourquoi
18
j’ai décidé de la séparer en trois phrases distinctes, pour que le lecteur puisse marquer des pauses et
pour que les idées se succèdent les unes après les autres. Ensuite, dans une construction en plusieurs
phrases, il est nécessaire de bien articuler l’ensemble pour que le texte « coule ». Intégrer un
connecteur pour remplacer un adjectif, ici en vert, permet d’organiser le propos sans créer un long
groupe nominal. De plus, l’ajout de « en effet » pour introduire la dernière proposition met en
évidence le lien de cause à effet entre les éléments, qui est plutôt implicite en anglais.
4) L’éclairage du propos
Parfois, les phrases sont trop longues et nécessitent d’être segmentées. D’autres fois, les propos
sont plutôt flous et le traducteur a besoin de les expliciter. Mon texte de traduction étant un article
scientifique, de nombreuses parties s’adressent plus spécifiquement à des spécialistes. C’est pourquoi
il existe certaines tournures implicites, probablement liées au discours scientifique. Néanmoins, le
traducteur n’est pas systématiquement spécialiste du domaine auquel appartient le texte qu’il traduit.
Les recherches préalables sont indispensables, mais la prise en compte du futur lecteur l’est
également. Par conséquent, le traducteur se doit d’expliciter certains termes et d’étoffer les idées
implicites ou complexes, pour que le texte cible soit accessible.
Statistics for the 1987A observation were paltry
though—just a few dozen events were recorded,
nearly all likely to be electron antineutrinos [6].
Les données statistiques tirées de l’observation
de SN 1987A n’étaient pas assez nombreuses
pour être décisives : seule une douzaine
d’événements a été enregistrée et la majorité
concernait probablement des antineutrinos
électroniques.
The mass state information is available from
oscillation experiments as mass-squared
differences, Δmij2 ≡ mi
2 — mj2 ; three masses can
equivalently be reported as two mass-squared
differences and an absolute mass scale.
Les données sur l’état de masse proviennent
d’expériences d’oscillation, sous la forme de
différences de masses au carré : Δmij2 ≡ mi
2 —
mj2. Les trois masses correspondent de manière
équivalente à deux différences de masse au
carré, mais aussi à une échelle de masse absolue.
Pour les deux phrases ci-dessus, l’explicitation passe par la modification de la ponctuation. Le tiret
est assez commun en anglais, mais son usage est presque inexistant en français. Par conséquent, il
fallait traduire la phrase en gardant l’articulation des propositions, sans le tiret. Pour cela, j’ai choisi
d’utiliser les deux points, qui permettent d’introduire un exemple, une conséquence. De la même
19
manière, j’ai choisi de ne pas conserver le point-virgule dans la deuxième phrase. En effet, il est plus
simple de diviser la phrase en deux en le remplaçant par un point. En outre, la virgule pouvait tout
autant être remplacée par les deux points, pour introduire l’équation mathématique citée par l’auteure.
The next observed core-collapse burst, with
much higher statistics and greater flavor
sensitivity, will lead to a spurt of progress in
understanding of core-collapse mechanisms and
remnants.
Grâce à une quantité de données bien plus
élevée et une sensibilité accrue des détecteurs
aux saveurs des neutrinos, la prochaine
explosion liée à l’effondrement du cœur d’une
étoile nous permettra d’avancer de manière
décisive dans notre compréhension des
mécanismes d’effondrement de cœur et de
formation de rémanents.
Pour cet exemple, le groupe nominal surligné en jaune qui nous intéresse pouvait difficilement être
traduit littéralement. Cela aurait donné « la prochaine explosion à effondrement de cœur observée »,
ce qui est très lourd. Pour simplifier et éclairer ce groupe nominal, j’ai choisi d’utiliser une périphrase
qui ressemble à ce que je retrouve dans mon corpus, synonyme de neutronization burst. Ainsi, on
obtient une formulation qui précise que le cœur de l’étoile s’effondre, ce qui est plus proche de la
réalité que « l’explosion à effondrement de cœur ». Par ailleurs, j’ai aussi décidé d’omettre
« observed », car le lecteur comprend qu’il s’agit d’un phénomène observé, sans avoir besoin de le
spécifier.
They are understood to occur via two primary
physical mechanisms.
Deux mécanismes physiques fondamentaux
expliquent leur origine.
For the more neutrino-generous DDT model,
Hyper-K would detect a handful of events at 10
kpc, and Super-K and DUNE would see a few
events at 1kpc; the distance sensitivity is
reduced to ∼1 kpc and ∼0.3 kpc respectively for
the GCD model.
Dans le cas des modèles DDT les plus généreux
en neutrinos, Hyper-K pourrait détecter une
poignée d’événements à 10 kpc, alors que
Super-K et DUNE en capteraient quelques-uns
à 1 kpc. En ce qui concerne le modèle GCD, la
sensibilité à la distance serait respectivement
réduite à 1 kpc pour Hyper-K et 0,3 kpc environ
pour Super-K et DUNE.
20
In the subsequent section on mass-ordering
signatures, we focus on early times in the
supernova evolution (about the first second,
during neutronization and possibly early
accretion), where it seems likely a good
assumption that self-induced flavor transitions
will be a subdominant effect.
Dans la section sur les signatures de l’ordre des
masses, nous nous intéresserons aux premiers
instants de la supernova : la première seconde, à
savoir la neutronisation et éventuellement, le
début de l’accrétion. Les oscillations auto-
induites ne représentent qu’une part minoritaire
des effets qui surviennent dans ces premiers
instants.
Les trois phrases ci-dessus présentent des aspects imprécis, qui n’entravent certes pas la
compréhension globale de la phrase, mais qui peuvent être formulés plus explicitement. Dans la
première phrase, l’inversion du complément et du sujet permet de mieux comprendre le rapport de
cause. Dans la deuxième, la comparaison n’apparaît pas dans la source alors qu’elle est sous-
entendue ; je l’ai donc mise en évidence en français à l’aide de « alors que ». De plus, le point-virgule
peut être retiré au profit d’un point, pour débuter une nouvelle phrase avec un connecteur logique qui
marque l’opposition. Enfin, dans la troisième phrase, « during » n’est pas assez précis et peut porter
à confusion. Est-ce une énumération entre parenthèses en anglais, qui énonce une succession
d’événements ? Ou bien « during neutronization » est-il une précision de ce qu’est « the first
second » ? Grâce à l’utilisation de « à savoir », la confusion n’est plus possible et précise le lien entre
ces deux concepts.
Up to now, the most important interaction
experimentally has been inverse beta decay
(IBD) on protons, 𝜈�̅� + 𝑝 → 𝑛 + 𝑒+.
Jusqu’à présent, la désintégration bêta inverse
(IBD) des protons 𝜈�̅� + 𝑝 → 𝑛 + 𝑒+
représente l’interaction la plus observée en
termes expérimentaux.
Fourier analysis of a well-measured energy
spectrum could potentially identify the ordering
based on presence or absence of a peak in the
appropriate channels [40, 74].
En analysant un spectre d’énergie correctement
mesuré à l’aide des séries de Fourier, on pourrait
identifier l’ordre des masses en fonction de la
présence ou non d’un pic dans les canaux
adéquats.
Here, for MSW transitions, the 𝜈�̅� will be mostly
untransformed for NMO, whereas for IMO, the
𝜈�̅� will have mostly swapped with 𝜈𝑥, which has
Dans ce cas précis d’oscillations à effet MSW,
les 𝜈�̅� ne se seront majoritairement pas
transformés en ordre des masses normal, tandis
21
lower flux during this period; hence NMO will
give the larger signal.
qu’ils seront en grande partie remplacés par 𝜈𝑥
en ordre des masses inversé, le flux de 𝜈𝑥 étant
moins important à ce stade. Par conséquent, le
signal comportant le plus d’événements est celui
de l’ordre des masses normal.
Pour terminer cette section, les trois exemples ci-dessus contiennent des cas similaires. Chacune de
ces phrases comporte un terme trop vague, des mots un peu passe-partout qui sont toujours difficiles
à traduire, car ils manquent cruellement de précision. Comme disait l’auteure de mon texte de
traduction, ce genre de mots nécessite d’être sous-titré. On comprend l’idée générale lorsqu’on lit ces
mots, mais lorsqu’il faut les expliquer précisément, ce n’est plus aussi simple. Dans la première
phrase, j’ai remplacé « the most important interaction » par « l’interaction la plus observée » par souci
de précision : cela illustre mieux en quoi l’interaction est « importante ». La troisième phrase
comporte le même souci : « larger signal » est assez vague et peut difficilement être traduit par « le
signal le plus large/grand », cela ne veut pas dire grand-chose. Après avoir interrogé l’auteure, elle
m’a expliqué que cela signifiait « le signal qui comporte le plus d’événements », ce que j’ai donc
incorporé à ma traduction pour être plus juste. Enfin, la deuxième phrase est légèrement différente,
mais une précision était tout de même nécessaire. En effet, « ordering » n’est utilisé seul nulle part
dans le texte, et traduire par « ordre » tout seul aurait été trop abstrait pour le lecteur. Il est préférable
de conserver « ordre des masses » à chaque occurrence pour une question de cohérence.
5) La relecture, prise de recul indispensable
On ne peut évoquer le processus de traduction sans parler de l’étape de la relecture par autrui.
Tout traducteur devrait pouvoir être relu par un réviseur ou un autre traducteur, car il s’agit d’une
procédure très enrichissante pour s’améliorer. Il est difficile de prendre du recul sur sa propre
traduction, car on ne distingue que difficilement ce qui pourrait être incorrect ou bancal. On peut
évidemment se relire soi-même, mais c’est incontestablement moins efficace qu’une relecture
externe. L’apport de la relecture par le directeur de mémoire est considérable, en raison des
éventuelles coquilles détectées, mais surtout pour rattraper les erreurs de langue, les imprécisions, les
structures bancales, etc. Tout est bon à prendre de la part du relecteur, mais il faut savoir se remettre
en question, bien sûr. Cela permet de détecter tout ce qui peut être amélioré, mais aussi de relever des
questions pertinentes à poser à l’auteure. Pour les exemples ci-dessous, les modifications sont toutes
intervenues après relecture par ma directrice de mémoire.
22
EN FR1 FR2
Not emphasized here are
signatures depending on
neutrino self-interaction
effects, due to the current
partial state of understanding,
although these may end up
having a very important effect
on the signal.
Nous laissons de côté les
signatures dépendantes des
effets d’auto-interaction des
neutrinos, en raison de leur
compréhension actuellement
limitée, même s’ils pourraient
finalement avoir d’importantes
répercussions sur le signal.
Nous laissons de côté les
signatures dépendantes des
effets d’auto-interaction des
neutrinos, car nous en avons
actuellement compréhension
limitée. Pourtant, ces effets
pourraient finalement avoir
d’importantes répercussions
sur le signal.
Similar information may be
available from atmospheric
neutrinos, using the naturally
wide range of baselines and
energies (e.g., [17–19]).
Les neutrinos atmosphériques
pourraient aussi apporter ces
réponses, en se servant des
lignes de bases et des énergies,
naturellement présentes en
grand nombre.
Grâce à la large gamme
existante de lignes de bases et
d’énergies, les neutrinos
atmosphériques pourraient
aussi apporter des réponses sur
l’ordre des masses.
However, the emission time
scale of the burst—10 s or
so—exceeds the typical delay
by a large factor, so one must
look for signatures of mass
scale in the subtle energy-
dependent timing of the arrival
pattern.
Toutefois, l’échelle de temps
de l’émission, soit une dizaine
de secondes, dépasse
grandement le retard habituel.
Il faut donc chercher des
signatures de l’échelle de
masse dans le subtil instant du
modèle d’arrivée, dépendant
de l’énergie.
Toutefois, l’échelle de temps
de l’émission, soit une dizaine
de secondes, dépasse
largement le retard habituel. Il
faut donc chercher des
signatures de l’échelle de
masse dans le court instant du
modèle d’arrivée, dépendant
de l’énergie.
En comparant les deux traductions, on constate une évolution de l’utilisation de certains termes en
fonction des suggestions formulées au cours de la relecture. Dans le premier exemple, pour une
question de fluidité, la phrase a finalement été scindée en deux et une deuxième proposition introduite
par « car » a été insérée dans la nouvelle première phrase. Pour le deuxième exemple, la suggestion
de « naturally wide range » n’était pas satisfaisante et a pu être retravaillée pour obtenir la deuxième
proposition de traduction. Par ailleurs, on note que l’ordre des propositions a été inversé
23
(« conséquence-cause » est devenu « cause-conséquence »). Enfin, dans le dernier exemple,
l’imprécision de « subtle » a été corrigée pour mieux correspondre au nom que qualifie « subtle », qui
relève du domaine temporel.
Néanmoins, même si nous avons mis en avant la grande utilité de la relecture, il ne faut pas pour
autant douter de soi, car le relecteur peut aussi se tromper. Dans l’exemple ci-dessous, malgré la
suggestion de ma directrice, j’ai conservé mon choix de traduction, car il se justifiait.
A shock wave is formed, and as it heats the
overlying matter and propagates outward,
neutrinos are released.
À cet instant, une onde de choc se forme,
chauffe la matière sus-jacente du cœur et se
propage hors de l’étoile, libérant ainsi les
neutrinos.
Pour remplacer le verbe « se propager », ma directrice m’a proposé « s’échapper de l’étoile » comme
autre option de traduction. Cependant, même si son idée est juste, je ne l’ai pas appliquée. En effet,
les recherches menées lors de la constitution du dictionnaire terminologique m’ont montré qu’il existe
une collocation entre « onde » et le verbe « se propager ». Elle est d’ailleurs illustrée dans mon corpus
francophone, dont on voit un extrait du concordancier dans la capture d’écran ci-dessous :
Ainsi, j’ai donc décidé de ne pas appliquer sa suggestion de correction, même si elle était correcte,
car j’étais certaine de la validité de ma traduction en raison de cette collocation.
24
6) Les omissions volontaires
Pour conclure, il me semble important de revenir sur le choix du texte et sa découpe. Selon les
critères de réalisation de ce mémoire, le texte doit comporter un minimum de 20 000 signes, espaces
non comprises. Mon texte en comportait près de 35 000, c’est pourquoi il a fallu procéder à des
coupures. Avec ma directrice de mémoire, nous avons décidé de retirer les parties qui ne présentaient
pas d’intérêt particulier pour l’exercice de traduction, car elles présentaient beaucoup de calculs, par
exemple, ou encore parce qu’elles n’étaient pas pertinentes par rapport au domaine de ce mémoire.
Au-delà de ce découpage de paragraphe et de sections, d’autres éléments ont été retirés pour les
raisons que nous allons exposer ensuite. Cependant, nous verrons que nous avons décidé d’en
conserver d’autres.
Tout d’abord, nous n’avons conservé ni les remerciements, ni la bibliographie. Par conséquent, nous
avons fait le choix de supprimer toutes les références bibliographiques intégrées au texte dans la
traduction. La grande majorité pouvait être supprimée sans que cela n’altère le sens ni la grammaire
de la phrase, car elles se trouvent entre parenthèses ou en fin de phrase. Néanmoins, quelques-unes
étaient le sujet de certaines phrases et il a fallu trouver une solution de traduction adéquate. Voici
quelques exemples ci-dessous :
Neutrino detection and detectors are
reviewed in [7]. Some key points are
summarized here.
Dans cette section, nous résumons les points
les plus importants à propos de la détection
des neutrinos et de leurs détecteurs.
References [58, 59] estimate sensitivities of
current and next-generation experiments
down to some fraction of an eV.
De nombreuses publications estiment que
sensibilités des expériences en cours et
futures seront à une fraction d’eV près.
Pour ces deux phrases, il a fallu adapter la traduction à la disparition de la référence. Pour la première,
la fusion des deux phrases permet de signifier la même chose sans la référence à la bibliographie.
Pour la seconde, en utilisant une tournure désignant un concept générique, on dit la même chose sans
citer de texte précis. Toutefois, cela n’a pas toujours été possible, comme pour la phrase suivante, que
nous avons choisi de supprimer entièrement : « For example, [67] describes MO-dependent
modulations of the observable signal in time and energy. » Je l’avais au départ traduite, mais nous
25
l’avons finalement supprimée, car cette phrase sert uniquement à évoquer un exemple facultatif, qui
n’apporte en soi pas grand-chose. Sa suppression n’entrave pas la compréhension.
Le texte source comportait quatre notes de page, alors que la traduction n’en contient que trois. En
effet, la deuxième note du texte en anglais explique un choix d’abréviation qui n’a pas été conservée
en français : NMO et IMO sont traduits par ordre des masses normal et ordre des masses inversé.
Garder cette note de bas de page et la traduire n’était donc pas pertinent. Ainsi, la numérotation de
ces notes a été adaptée en français : la troisième en anglais devient la deuxième en français, et la
quatrième devient la troisième. Ma directrice de mémoire et moi avons fait ce choix afin que le texte
cible final soit une entité suffisante et cohérente, car il aurait été étrange de passer de 1 à 3 sans raison
apparente.
Un autre point à résoudre fut celui des figures. Mon texte de traduction en contient 10, ainsi que
4 tableaux. Nous avions décidé de retirer systématiquement chaque figure et chaque tableau.
Toutefois, il restait des mentions de ces figures dans le texte de traduction, lorsque l’auteure s’y réfère,
cite un exemple, ou encore conseille au lecteur de la consulter. La plupart sont simples à retirer en
français, car il s’agit de propositions indépendantes, telles que « (see figure 5 for an anecdotal
example) » ou encore « Observationally this results in non-thermal observed spectral shapes in either
neutrinos or antineutrinos [72]: see figure 8 for the example observed spectra corresponding to the
fluxes of figure 5. » Le sens de la phrase n’est pas endommagé par le retrait de ces propositions sur
les figures. De même, les segments ci-dessous pouvaient être retirés sans que l’articulation du texte
en souffre :
See figure 7 for an example of the expected
neutronization burst (or its absence) in large
argon, water and scintillator detectors.
Figure 9 shows an example of the effect for
𝜈�̅� observed by IBD.
En revanche, le cas de la figure 4 est plus compliqué. La section 4.1.1 repose presque entièrement sur
cette figure, à laquelle l’auteure se réfère constamment. Les graphiques de la figure 4 servent de
support pour toute la première moitié de cette section. Supprimer l’ensemble des segments où se
trouve la figure 4 n’était pas une solution envisageable, car cela revenait à supprimer la moitié de la
section. Autant couper la section entière, parce qu’elle n’aurait plus eu de sens sans les premières
phrases. Alors, comment faire, sachant que nous avions décidé de supprimer toutes les figures ? Est-
il pertinent de la récupérer, et de n’avoir qu’une seule figure pour tout un article ?
26
Pour ce cas précis, nous avons choisi d’insérer à nouveau la figure 4 dans le texte source, en raison
de sa grande importance dans la structure de l’article. Néanmoins, nous avons décidé de traduire
« figure 4 » par « les graphiques ». En effet, puisqu’il n’existe pas d’autre figure dans la cible, il est
inutile de la numéroter. Nous avons également décidé de la nommer directement par sa nature de
graphes, pour favoriser une certaine clarté. Voici les occurrences dans lesquelles nous avons effectué
ces changements :
Figure 4 shows the neutrino eigenstate
energies in matter as a function of 𝑛𝑒, for the
two mass ordering cases.
Les graphiques ci-dessus présentent les états
propres d’énergie des neutrinos en fonction
de la densité électronique 𝑛𝑒, selon les deux
hypothèses d’ordre des masses.
The dotted lines of figure 4 show energies of
flavor eigenstates.
Les lignes pointillées des graphiques
représentent l’énergie des états propres de
saveur.
Figure 4 shows that the H resonance can
occur for neutrinos in the NMO case (the H
resonance density is on the 𝑛𝑒 > 0 side), and
for antineutrinos for the IMO case (the H
resonance density is on the 𝑛𝑒 < 0 side).
Les graphiques démontrent que la résonance
H concerne les neutrinos dans le cas de
l’ordre des masses normal (densité de
résonance H pour 𝑛𝑒 > 0) et qu’elle concerne
les antineutrinos dans le cas de l’ordre des
masses inversé (densité de résonance H pour
𝑛𝑒 < 0).
Enfin, un dernier élément a fait l’objet de nombreuses suppressions et omissions volontaires : les
équations. Ne présentant pas d’intérêt pour l’exercice de traduction, étant universelles, nous avons
fait le choix de couper les parties où se trouvaient des équations dont on pouvait se passer dans le
texte cible. Cependant, comme pour la figure 4, une équation ne pouvait que difficilement être retirée,
car une longue portion de texte repose entièrement sur cette équation. Toujours dans la section 4.1.1,
sa seconde partie traite d’un ensemble de 4 équations, expliquées dans le texte de l’article. Nous
avions au départ décidé de couper cette partie, mais après le premier jet de traduction, nous avons
réalisé que cette suppression créait une incohérence dans l’enchaînement des phrases. Nous avons
donc réintroduit cette équation et l’explication des unités allant de pair, dans la lignée de l’insertion
des graphiques de la figure 4. Si l’on ne conservait ni la figure, ni l’équation, alors nous supprimions
la section 4.1.1, ce qui n’était pas envisageable. Ainsi, le tableau ci-dessous présente les segments
27
concernés, où les équations ont été numérotées différemment que dans la source, pour une question
de cohérence. Comme les équations sont les seules du texte cible, démarrer à partir de (3) n’aurait
pas été logique.
𝐹𝑣𝑒= 𝐹𝑣𝑥
0 (NMO) (3)
𝐹𝑣𝑒= sin2 𝜃12 𝐹𝑣𝑒
0 + cos2 𝜃12𝐹𝑣𝑥0 (IMO) (4)
and
𝐹𝑣𝑒̅̅ ̅ = cos2 𝜃12𝐹𝑣𝑒̅̅ ̅0 + sin2 𝜃12 𝐹𝑣𝑥̅̅̅̅
0 (NMO) (5)
𝐹𝑣𝑒̅̅ ̅ = 𝐹𝑣𝑥̅̅̅̅0 (IMO) (6)
𝐹𝑣𝑒= 𝐹𝑣𝑥
0 (ordre des masses normal) (1)
𝐹𝑣𝑒= sin2 𝜃12 𝐹𝑣𝑒
0 + cos2 𝜃12𝐹𝑣𝑥0 (ordre des
masses inversé) (2)
et
𝐹𝑣𝑒̅̅ ̅ = cos2 𝜃12𝐹𝑣𝑒̅̅ ̅0 + sin2 𝜃12 𝐹𝑣𝑥̅̅̅̅
0 (ordre des
masses normal) (3)
𝐹𝑣𝑒̅̅ ̅ = 𝐹𝑣𝑥̅̅̅̅0 (ordre des masses inversé) (4)
where 𝐹(𝑣𝑖) is the flux of a given flavor (𝐹(𝑣𝑥)
represents the flux of any of either 𝑣𝑚 or 𝑣𝜏, and
similarly for antineutrinos).
où 𝐹(𝑣𝑖) représente le flux d’une saveur donnée
(𝐹(𝑣𝑥) correspond indifféremment au flux de
neutrinos ou d’antineutrinos électroniques ou
tauiques).
From these expressions, one can see that for the
NMO case, the 𝑣𝑒 flavor component of the flux
will have a spectrum (typically hotter)
corresponding to that of the original 𝑣𝑥 flavor;
the nˉe flux will be partially transformed.
À partir de ces expressions, dans le cas de
l’ordre des masses normal, on constate que le
flux de saveur 𝑣𝑒 présente un spectre
(habituellement plus chaud) identique à celui de
𝑣𝑥. Les antineutrinos électroniques ne sont que
partiellement transformés.
28
IV — Conclusion
L’aboutissement de ce mémoire, c’est une vue d’ensemble d’un microdomaine, l’astronomie
neutrino, mais cela reste un travail incomplet. Il sera toujours possible d’enrichir ses connaissances
dans ce domaine en pleine évolution, du fait des découvertes des astrophysiciens et de la création de
termes pour désigner les concepts naissants. Ce travail n’est donc par essence pas exhaustif et
mériterait d’être poursuivi, dans l’optique de rester à jour avec les avancées scientifiques. Par ailleurs,
le processus de traduction permet de s’intéresser à des connaissances qui peuvent sembler
inaccessibles de prime abord, mais qui se révèlent compréhensibles grâce aux recherches préalables
et à la constitution du dictionnaire terminologique. La physique des particules n’inspire pas
immédiatement la simplicité, mais avec un peu de persévérance, n’importe quel domaine peut être
abordé par le traducteur, bien que le but ne soit pas, bien sûr, de devenir astrophysicien.
D’un point de vue linguistique, comme nous avons pu le constater, il n’est pas possible de réaliser
une « bonne » traduction si l’objectif du texte, le public visé et le niveau de spécialisation n’ont pas
été clairement définis. Se représenter les enjeux et les pratiques à l’aide d’une arborescence constitue
une étape importante dans la compréhension du domaine : l’articulation de l’astronomie neutrino avec
d’autres concepts est ainsi clairement organisée et lisible. Mon angle d’approche consiste à mettre en
avant les liens entre deux objets astrophysiques, la supernova et le neutrino, et à illustrer les
conséquences des découvertes actuelles et éventuelles sur notre conception de l’Univers. Il est
indéniable que ce point de vue a influencé ma démarche tout au long de ce mémoire, notamment au
cours de la traduction.
Enfin, il me paraît important de préciser qu’une recherche documentaire de cette ampleur et un travail
terminologique aussi conséquent nécessite du temps, dont le traducteur professionnel ne dispose
généralement pas au quotidien. Ce mémoire aura représenté un travail unique, que je n’aurai
probablement pas l’occasion de réitérer à l’avenir. Il m’aura permis d’élaborer un projet de traduction
sur un très long terme, de découvrir un domaine complexe, de mettre en place des stratégies de
recherche, de prendre le temps de discuter avec des experts dont l’aide a été extrêmement précieuse,
de communiquer avec des professionnels prenant le temps de diriger mon mémoire, mais surtout,
d’enrichir mes connaissances sur un domaine qui me passionnait déjà avant le début de ce mémoire
et de mesurer l’importance de la spécialisation. Les compétences que j’ai pu acquérir sont également
une superbe récompense, et il ne tient qu’à moi de les mettre à présent en œuvre pour réussir ma vie
professionnelle.
29
Traduction alignée
ENGLISH FRENCH
Supernova signatures of neutrino mass
ordering
Les signatures de l’ordre des masses du
neutrino au cours d’une supernova
1.Introduction 1. Introduction
The observation of the burst of neutrinos
from Supernova 1987A [1–3] in the Large
Magellanic Cloud just outside our Milky Way
galaxy confirmed the basic picture of core-
collapse supernovae, but also brought new
knowledge about neutrinos themselves.
Au cœur du Grand Nuage de Magellan, situé
aux abords de notre Voie lactée, l’observation
des neutrinos émis par la Supernova 1987A
(SN 1987A) a non seulement confirmé notre
modélisation des supernovæ à effondrement
de cœur, mais elle nous a également fourni de
nouvelles informations sur les neutrinos eux-
mêmes.
The 1987A neutrino signal in water and
scintillator detectors led to the best limits, at
that time, on absolute mass scale of the
neutrino, based on the lack of energy-
dependent spread (e.g., [4]).
À l’époque, à partir du signal neutrino de
SN 1987A, les détecteurs à eau et les
scintillateurs nous avaient permis de
recueillir un maximum de données sur
l’échelle de masse absolue du neutrino. Ces
détecteurs étaient limités par l’absence de
dispersion en fonction de l’énergie.
These limits were soon exceeded by
terrestrial measurements, but other limits on
neutrino properties (and other particle
physics) still stand as the most stringent [4,
5].
Par la suite, ces limites furent rapidement
repoussées grâce aux mesures terrestres.
Néanmoins, le plus dur reste à faire, car notre
compréhension des propriétés des neutrinos
(et d’autres particules élémentaires) se heurte
à d’autres barrières.
Statistics for the 1987A observation were
paltry though—just a few dozen events were
recorded, nearly all likely to be electron
antineutrinos [6].
Les données statistiques tirées de
l’observation de SN 1987A n’étaient pas
assez nombreuses pour être décisives : seule
une douzaine d’événements a été enregistrée
30
et la majorité concernait probablement des
antineutrinos électroniques.
A new generation of neutrino detectors stands
ready for the next burst, and a future
generation of detectors is under design and
construction [7].
Alors que la dernière génération de détecteurs
de neutrinos est prête pour la prochaine
explosion, les observatoires du futur sont en
cours de conception et de construction.
The next observed core-collapse burst, with
much higher statistics and greater flavor
sensitivity, will lead to a spurt of progress in
understanding of core-collapse mechanisms
and remnants.
Grâce à une quantité de données bien plus
élevée et une sensibilité accrue des détecteurs
aux saveurs des neutrinos, la prochaine
explosion liée à l’effondrement du cœur
d’une étoile nous permettra d’avancer de
manière décisive dans notre compréhension
des mécanismes d’effondrement de cœur et
de formation de rémanents.
In addition, as for SN1987A, it will also lead
to new knowledge about the nature of
neutrinos.
De plus, de nouvelles données sur la nature
des neutrinos émergeront, comme ce fut le
cas de SN 1987A.
Since SN1987A we have learned a
tremendous amount about neutrinos.
Le neutrino a livré beaucoup de ses secrets
depuis la supernova de 1987.
Many experiments using a variety of neutrino
sources have told us that neutrinos have mass
and oscillate, and a three-mass-state/three-
flavor-state picture fits nearly all of the data
very well [8].
De nombreuses expériences réalisées avec
différentes sources de neutrinos nous ont
révélé que les neutrinos peuvent osciller et
qu’ils possèdent une masse. Un modèle à trois
états de masse, ou trois états de saveur,
corrobore presque parfaitement les données
recueillies.
There are still unknowns, however, and a
supernova neutrino burst may tell us about
some of these unknowns.
Cependant, il reste encore des zones d’ombre
que l’explosion d’une supernova émettrice de
neutrinos pourrait éclairer.
While laboratory measurements will likely
address many of these unknowns in due
Même si les mesures en laboratoire finiront
bien par répondre à ces questions, l’explosion
31
course, a timely supernova burst may be the
first to give us some of the answers.
d’une supernova tomberait à pic pour nous
fournir des réponses immédiates.
Even if terrestrial measurements come first,
they will help to constrain the observables to
improve astrophysical interpretation of the
data.
Quoi qu’il en soit, les mesures terrestres
permettront de restreindre les observables
pertinentes et d’améliorer l’interprétation
astrophysique des données obtenues.
Better astrophysical observations of the
supernova (in electromagnetic wavelengths
and potentially in gravitations waves) will, in
turn, improve modeling and hence will
sharpen extraction of neutrino properties, in
a virtuous circle.
À leur tour, dans un cercle vertueux, des
observations astrophysiques plus
performantes perfectionneront la
modélisation des supernovæ (à travers les
ondes électromagnétiques, voire à travers les
ondes gravitationnelles) et affineront la
détermination des propriétés des neutrinos.
There may be surprises, too—current data
allow for neutrino properties outside of the
standard three-flavor picture, and beyond-
the-Standard-Model phenomenology could
also affect the supernova neutrino burst
observables.
Nous pourrions également avoir des
surprises. En effet, à l’heure actuelle, aucune
preuve n’exclut que les neutrinos possèdent
des propriétés qui dépassent le cadre du
modèle standard des trois saveurs. Une telle
phénoménologie pourrait avoir des
répercussions sur les observables liées à
l’émission de neutrinos au cours d’une
supernova.
This review aims to survey how some of the
neutrino mass unknowns can be determined
by a supernova burst observation, with main
focus on the mass ordering, also known as the
mass hierarchy.
Cet article vise à étudier, à travers l’ordre des
masses, aussi appelé hiérarchie de masse,
comment certaines inconnues relatives à la
masse des neutrinos peuvent être identifiées
grâce à l’observation de l’explosion d’une
supernova.
Section 2 briefly describes the unknowns in
neutrino physics.
La section 2 passe brièvement en revue les
mystères de la physique des neutrinos.
32
Section 3 describes the nature of the
supernova neutrino signal.
La section 3 explique quelle est la nature du
signal neutrino émis lors d’une supernova.
Section 4 describes the nature of relevant
flavor transitions that will occur for
supernova neutrinos.
La section 4 présente la nature des
changements de saveur des neutrinos en
provenance de supernovæ.
Section 5 summarizes relevant detector
sensitivity and instances of detectors.
La section 5 fait le point sur les différents
types de détecteurs de neutrinos et sur leur
sensibilité.
Section 6 gives examples of mass ordering
signatures from a supernova burst and
comments on their robustness and
observability.
La section 6 fournit des exemples de
signatures de l’ordre des masses provenant de
l’explosion d’une supernova et commente la
robustesse et l’observabilité de ces
signatures.
Section 7 is a summary. Enfin, la section 7 établit la synthèse de cet
article.
2. Neutrino unknowns 2. Les mystères du neutrino
Thanks to experimental measurements of
neutrino flavor transitions over the past few
decades using diverse detectors and sources,
we now have a concise and robust model of
neutrinos describing a wide array of data very
well [8–10].
Au cours des dernières décennies, des
mesures expérimentales ont été effectuées sur
les changements de saveur du neutrino à
l’aide de détecteurs et de sources variées. Ces
mesures ont permis de dégager un modèle
clair et robuste des neutrinos qui décrit
parfaitement un large éventail de données.
The three-flavor neutrino model comprises
three massive neutrino states connected to
three flavor states by a 3×3 unitary mixing
matrix: |𝜈𝑓⟩ = ∑ 𝑈𝑓𝑖∗𝑁
𝑖=1 |𝜈𝑖⟩ where sij is sine
of the mixing angle θij and cij is the cosine of
it.
Le modèle du neutrino à trois saveurs englobe
trois états de masse du neutrino en relation
avec les trois états de saveur, ceci au sein
d’une matrice unitaire de mélange 3 par 3 :
|𝜈𝑓⟩ = ∑ 𝑈𝑓𝑖∗𝑁
𝑖=1 |𝜈𝑖⟩, où sij est le sinus de
l’angle de mélange θij et cij en est le cosinus.
33
The parameters of nature in this picture are:
the three mixing angles θ23, θ12 and θ13 plus a
complex phase δ associated with CP-
violating observables, as well as the three
masses m1, m2 and m3.
Dans cette configuration, les différents
paramètres sont : les trois angles de mélange
θ23, θ12 et θ13, la phase complexe δ associée à
des observables ne respectant pas la symétrie
CP, et les masses m1, m2 et m3.
The mass state information is available from
oscillation experiments as mass-squared
differences, Δmij2 ≡ mi
2 — mj2; three masses
can equivalently be reported as two mass-
squared differences and an absolute mass
scale.
Les données sur l’état de masse proviennent
d’expériences d’oscillation, sous la forme de
différences de masses au carré : Δmij2 ≡ mi
2
— mj2. Les trois masses correspondent de
manière équivalente à deux différences de
masse au carré, mais aussi à une échelle de
masse absolue.
While improved precision on all neutrino
mixing parameters will be welcome, and we
expect oscillation experiments to make
progress in the next few decades, there are
still two quantities in this picture that are
largely unknown, although there does exist at
the current time some statistically-weak
information about them from combined beam
and reactor data.
Dans quelques dizaines d’années, nous nous
attendons à ce que les expériences sur les
oscillations aient progressé et nous espérons
que tous les paramètres de mélange des
neutrinos soient plus précis. Toutefois, deux
grandeurs demeurent inconnues, bien que
l’on dispose aujourd’hui d’une petite quantité
d’informations à leur sujet, provenant des
données fournies à la fois par les faisceaux et
les réacteurs.
The first unknown is the so-called ‘mass
ordering’ (MO) or ‘mass hierarchy’,
equivalent to the signs of the mass
differences1.
La première inconnue est « l’ordre des
masses », ou « hiérarchie de masse », dont le
signe équivaut aux différences de masse1.
For ‘normal mass ordering’ (NMO), we have
𝑚3 >> 𝑚2, 𝑚1, or two light and one heavy
state.
Pour l’ordre des masses normal, nous avons
𝑚3 >> 𝑚2, 𝑚1, soit un état lourd et deux
états légers.
For ‘inverted ordering’ (IMO), we have
𝑚2, 𝑚1 >> 𝑚3.
Au contraire, pour l’ordre des masses inversé,
nous avons 𝑚2, 𝑚1 >> 𝑚3.
34
We denote 𝛥𝑚3𝑙2 as the larger mass-squared
difference, with 𝑙 = 1 for NMO and 𝑙 = 2 for
IMO.
On note 𝛥𝑚3𝑙2 la plus grande différence de
masse au carré, où 𝑙 = 1 pour l’ordre des
masses normal et 𝑙 = 2 pour l’ordre des
masses inversé.
The overall absolute mass scale is also
unknown (although it is known to be less than
a few eV/c²), but this parameter cannot be
addressed by oscillation experiments.
Nous ne connaissons pas non plus l’échelle
de masse absolue globale (on sait cependant
qu’elle est inférieure à quelques eV/c²), mais
ce paramètre ne peut pas être déterminé grâce
aux expériences sur les oscillations.
Another quantity largely unknown at the
current time is the δ parameter associated
with CP-violating observables.
Le paramètre δ associé aux observables ne
respectant pas la symétrie CP représente
également une inconnue de nos jours.
However it will be very difficult to get
information about this parameter from a
supernova burst observation [11, 12].
Néanmoins, obtenir des informations sur ce
paramètre sera extrêmement complexe à
partir de l’observation de l’explosion d’une
supernova.
There are multiple ways of going after the
mass ordering experimentally.
Il existe de nombreuses méthodes de
recherche expérimentales sur l’ordre des
masses.
All approaches are challenging. Elles présentent toutes des défis à relever.
A straightforward way, which will very likely
succeed given sufficient exposure, is to look
at neutrino and antineutrino muon to electron
flavor transitions in long-baseline beam
experiments.
Il existe une méthode simple qui sera
probablement couronnée de succès si les
statistiques sont suffisantes. Elle consiste à
observer les changements de saveur des
neutrinos et des antineutrinos, dans le sens
muonique vers électronique, au cours
d’expériences sur un rayon à longue base.
T2K [13] and NOvA [14] will give early
information; we will probably need to wait
for Hyper-Kamiokande [15] and the Deep
Les détecteurs T2K et NOvA fourniront les
premières données, mais des résultats à 5σ
n’arriveront qu’avec Hyper-Kamiokande et
35
Underground Neutrino Experiment [16] for
5σ answers.
DUNE (Deep Underground Neutrino
Experiment).
Similar information may be available from
atmospheric neutrinos, using the naturally
wide range of baselines and energies (e.g.,
[17–19]).
Grâce à la large gamme existante de lignes de
bases et d’énergies, les neutrinos
atmosphériques pourraient aussi apporter des
réponses sur l’ordre des masses.
Another approach is to look for subtle
spectral modulations in reactor neutrino
spectra as planned by JUNO [20].
Une autre méthode consiste à regarder du côté
des spectres des neutrinos de réacteurs, à la
recherche des légers indicateurs spectraux
prédits par JUNO.
A core-collapse supernova burst observation
is a ‘method of opportunity’, which, with
good luck, could yield knowledge of the mass
ordering before any of these experiments.
L’observation de l’explosion d’une
supernova à effondrement de cœur nécessite
de « saisir l’opportunité ». Avec un peu de
chance, un tel événement nous permettrait
d’amasser des connaissances sur l’ordre des
masses sans attendre.
There is some model dependence, but
relatively model-independent signatures do
exist.
On observe une certaine dépendance au
modèle, mais il existe des signatures qui en
sont relativement indépendantes.
And of course, if the terrestrial experiments
give us the answer first, there will be better
constraints on the astrophysics.
Si les expériences terrestres lèvent le voile en
premier, les contraintes astrophysiques seront
alors mieux précisées.
The aim of this review is to survey some of
the more robust signatures and their
observability in realistic detectors.
Cet article vise à passer en revue les
signatures les plus robustes et à étudier leur
observabilité à l’aide de détecteurs réalistes.
1 Folllowing recently favored usage, this
review will use ‘mass ordering’, as the word
‘hierarchy’ suggests that some masses may
be much larger than others on an absolute
scale, which may not be the case—the masses
may in fact be quasi-degenerate if their
1 Bien que « hiérarchie de masse » soit utilisé
plus fréquemment dans la littérature, nous
utiliserons le terme « ordre des masses » dans
cet article plutôt que « hiérarchie de masse ».
En effet, ce dernier suggère que certaines
masses pourraient être bien plus élevées que
36
differences are much smaller than the
absolute scale.
les autres sur une échelle absolue, ce dont
nous ne sommes pas sûrs. En réalité, si la
différence entre les masses est beaucoup plus
petite que l’échelle absolue, les masses
pourraient alors être presque entièrement
dégénérées.
3. Neutrino emission from core-collapse
supernovae
3. Les émissions de neutrinos au cours des
supernovæ à effondrement de cœur
Supernovae are highly energetic and
disruptive stellar outbursts.
La supernova est une explosion stellaire
libérant une formidable quantité d’énergie.
They are understood to occur via two primary
physical mechanisms.
Deux mécanismes physiques fondamentaux
expliquent leur origine.
Thermonuclear supernovae, observationally
tagged as Type Ia, are thought to be due to a
thermonuclear explosion ignited after mass is
accreted onto one of the stars in a binary
system, although the exact mechanism is not
well understood.
Les supernovæ thermonucléaires, dites de
Type Ia, seraient dues à une explosion
thermonucléaire déclenchée par l’accrétion
de matière autour d’une étoile d’un système
binaire. Néanmoins, nous n’en connaissons
pas le mécanisme exact.
These events are not likely to produce very
many neutrinos, although they are expected
to produce some—see section 6.2.6.
Ce phénomène ne produira probablement que
peu de neutrinos, même si l’on pourrait
s’attendre à en voir une certaine quantité (voir
section 6.2.6).
The other main supernova type, the core-
collapse supernova, corresponding
observationally to Types II, Ib, Ic and some
others, results from the collapse of a massive
star which can no longer support its mass via
nuclear burning.
Les autres supernovæ principales sont dites à
effondrement de cœur et sont de Types II, Ib,
Ic et autres. Elles sont causées par
l’effondrement d’une étoile massive dont la
masse est devenue trop importante pour
réaliser la fusion nucléaire.
These astrophysical events are well known to
be generous in their neutrino production—for
a brief time, the neutrino production
Ces événements astrophysiques sont réputés
pour leur abondante production de neutrinos :
pendant un court instant, la production de
37
outshines the photon luminosity by orders of
magnitude.
neutrinos surpasse de plusieurs ordres de
grandeur la luminosité des photons.
The physics of core collapse is the subject of
supercomputer simulation studies by several
groups worldwide (see [21–25] for reviews),
and understanding has become more and
more sophisticated over the past few decades.
La physique de l’effondrement gravitationnel
fait l’objet d’études de simulation par
superordinateur, menées par plusieurs
groupes de recherche à travers le monde. La
compréhension de ce sujet s’est grandement
améliorée au cours des dernières décennies.
Although full understanding of all details of
the physical mechanisms of the collapse and
subsequent explosion has not yet been
achieved, the general mechanism of neutrino
production is understood, and well confirmed
with the observation of SN1987A.
Même si les détails des mécanismes
physiques de l’effondrement et de l’explosion
qui en découle ne sont pas encore entièrement
maîtrisés, le processus de production des
neutrinos est quant à lui bien assimilé et
confirmé par les observations menées sur
SN 1987A.
In broad brush, the gravitational binding
energy of the highly-compact remnant leaks
away from the star in the form of neutrinos,
thanks to the weakness of neutrino
interactions matter.
Pour résumer, l’énergie de liaison
gravitationnelle d’un rémanent très dense
s’échappe de l’étoile sous forme de neutrinos,
en raison des faibles interactions des
neutrinos avec la matière.
The timescale of energy loss, a few tens of
seconds, is that of the trapping of the
neutrinos and is set by the scale of the weak
interaction with matter.
La durée de la perte d’énergie, de quelques
dizaines de secondes, correspond au temps de
piégeage des neutrinos, déterminé par cette
faible interaction avec la matière.
Some other general features of the neutrino
production are also reasonably well
understood.
D’autres caractéristiques générales de la
production de neutrinos sont relativement
bien connues.
The following stages of the supernova and
their neutrino-producing processes in the
supernova appear in most models.
Dans la plupart des modèles décrivant les
supernovæ et leur production inhérente de
neutrinos, on retrouve les étapes suivantes :
38
• Infall: as the core falls inward, there is an
initial uptick of 𝜈𝑒 production as electrons
and protons combine to form neutrons,
according to 𝑒− + 𝑝 → 𝑛 + 𝜈𝑒.
• Compression : Alors que le cœur de l’étoile
s’effondre sur lui-même, on observe d’une
part une légère hausse initiale de la
production de neutrinos électroniques.
D’autre part, les protons capturent les
électrons et forment des neutrons, selon la
relation 𝑒− + 𝑝 → 𝑛 + 𝜈𝑒.
After some milliseconds, the neutrinos
become trapped in ultra-dense matter, which
corresponds to a small notch in the
luminosity as a function of time.
Après quelques millisecondes, les neutrinos
sont piégés au sein d’une matière
extrêmement dense. Cette étape se manifeste
par une légère hausse de la luminosité en
fonction du temps.
• Neutronization burst: after the density of
matter is squeezed to its point of ‘maximum
scrunch’, the core rebounds.
• Pic de neutronisation : Une fois que la
densité de la matière est écrasée jusqu’à
atteindre sa compression maximale, les
couches externes du cœur rebondissent.
The details of the process depend on the
equation of state of nuclear matter.
Les caractéristiques de ce mécanisme
dépendent de l’équation d’état de la matière
nucléaire.
A shock wave is formed, and as it heats the
overlying matter and propagates outward,
neutrinos are released.
À cet instant, une onde de choc se forme,
chauffe la matière sus-jacente du cœur et se
propage hors de l’étoile, libérant ainsi les
neutrinos.
The initial neutrino release occurs as a sharp
‘neutronization’ (or ‘deleptonization’ or
‘breakout’) burst, highly enriched in 𝜈𝑒
flavor, but other flavors begin to turn on
around this time.
La première libération de neutrinos
correspond à un petit pic de « neutronisation »
(ou « désintégration leptonique » ou
« fuite »), riche en neutrinos électroniques.
Cependant, d’autres saveurs font leur
apparition à cet instant précis.
39
The neutronization burst can last a few tens
of ms and the luminosity has a characteristic
shape as a function of time [26].
Le pic de neutronisation peut durer plusieurs
dizaines de millisecondes et la luminosité
forme une courbe caractéristique en fonction
du temps.
• Explosion and accretion: following the
neutronization burst, the next few hundred
milliseconds is the critical phase that
determines whether the star will actually
blow up, or recollapse and form a black hole.
• Explosion et accrétion : Les centaines de
millisecondes suivant le pic de neutronisation
constituent une phase critique, qui détermine
si l’étoile sera « soufflée » ou si elle
s’effondrera à nouveau pour former un trou
noir.
The shock may stall, but in many models, the
neutrinos themselves deposit enough energy
into the envelope to reenergize the shock.
Le choc peut s’arrêter, mais dans la plupart
des modèles, les neutrinos insufflent
suffisamment d’énergie aux couches du cœur
pour que le choc continue.
At this stage can also be seen the standing
accretion shock instability, a type of
‘sloshing’ oscillation which can manifest
itself in the neutrino flux as a 100Hz
modulation.
À ce stade, on peut aussi observer l’instabilité
SASI (pour « Standing Accretion Shock
Instability »), une sorte d’oscillation en
« ballottement » se manifestant dans le flux
de neutrinos à une modulation de 100 Hz.
There can be varied structure in the neutrino
flux and spectra as a function of time,
depending on the details of matter accretion
onto the core.
Le flux et le spectre de neutrinos peuvent
présenter une structure variée en fonction du
temps, selon la nature de l’accrétion de
matière autour du cœur.
During this phase, 𝜈𝑒 still tend to dominate
the luminosity, but 𝜈�̅� and 𝜈𝑥 flavor2
components are all significant.
Lors de cette étape, les neutrinos
électroniques 𝜈𝑒 semblent dominer la
luminosité. Cependant, les antineutrinos
électroniques 𝜈�̅� et les autres saveurs2 de
neutrinos 𝜈𝑥 sont tous bien présents.
This stage can last up to a second or two after
core bounce.
Cette phase dure une à deux secondes après
le rebond du cœur.
40
• Cooling: this stage lasts a few tens of
seconds and represents the bulk of the
neutrino emission as the proto-neutron star
sheds its energy via production of neutrino-
antineutrino pairs of all flavors.
• Refroidissement : Cette étape dure quelques
dizaines de secondes et représente le pic de
l’émission de neutrinos. En effet, la
protoétoile à neutrons déverse son énergie via
la production de paires neutrinos et
antineutrinos de toutes les saveurs.
As a general feature, 𝜈𝑥 energies are greater
than 𝜈�̅� energies, which are in turn greater
than 𝜈𝑒 energies, due to increasing opacities
for each; the greater the opacity, the larger the
neutrinosphere radius and hence the lower
the temperature at which the neutrinos
decouple.
De manière générale, l’énergie liée aux 𝜈𝑥 est
plus importante que celle des 𝜈�̅�, elle-même
surpassée par l’énergie liée aux 𝜈𝑒 en raison
des opacités croissantes de chacune des
particules. Plus l’opacité est élevée, plus le
rayon de la neutrinosphère est grand et plus la
température de découplage des neutrinos est
basse.
Energies gradually decrease and become
more degenerate between flavors over the
cooling phase.
Les énergies des saveurs diminuent
progressivement et se dégénèrent encore plus
pendant le refroidissement.
2 Because in the supernova, and also from the
point of view of detection, 𝑣𝑚, 𝑣𝑚̅̅ ̅̅ , 𝑣𝜏 and 𝑣�̅�
flavors are practically indistinguishable, they
will be referred to collectively as ‘𝜈𝑥’, as is
conventional in the literature.
2 Du point de vue de la détection, au cours
d’une supernova, les neutrinos et
antineutrinos muoniques et tauiques sont
quasiment indiscernables. Ainsi, par
convention, nous désignons l’ensemble de
ces particules par « 𝜈𝑥 ».
4. Neutrino flavor transitions in
supernovae
4. Les changements de saveur des
neutrinos au cours des supernovæ
Neutrino flavor transitions are now well
established experimentally, and flavor
transitions driven by three-flavor mixing will
certainly occur in supernovae.
Aujourd’hui, les changements de saveur des
neutrinos sont expérimentalement admis. Il
est fort probable que ces changements induits
par le mélange des trois saveurs aient lieu
avec certitude au cours des supernovæ.
41
Different phenomenology holds depending
on the neutrino parameters; hence, observed
fluxes can in principle shed light on unknown
neutrino parameters.
La phénoménologie varie en fonction des
paramètres des neutrinos. Par conséquent,
l’observation des flux peut, en principe, lever
le voile sur les paramètres inconnus des
neutrinos.
Neutrino flavor transitions in general depend
on both the matter density and the flavor-
dependent neutrino number densities, which
change with time as the supernova evolves.
De façon générale, les changements de saveur
des neutrinos dépendent à la fois de la densité
de la matière et des quantités de neutrinos
dépendantes de la saveur, qui changent avec
l’évolution de la supernova.
The different types of neutrino flavor
transitions relevant for supernova neutrinos
are described briefly in the following
subsections.
Les différents types de changements de
saveur des neutrinos applicables aux
neutrinos provenant de supernovæ sont
brièvement décrits dans les sous-
parties suivantes3.
4.1. Matter effects 4.1. Les effets de matière
When neutrinos propagate in matter, we have
a regular Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein
(MSW) effect, or ‘matter effect’ [31, 32],
familiar to neutrino physicists from neutrino
propagation in the Sun and Earth.
L’effet Mikheïev-Smirnov-Wolfenstein
(MSW), ou « effet de matière », est un
mécanisme de propagation des neutrinos dans
la matière. Il est bien connu des physiciens
spécialistes des neutrinos, en raison de la
propagation des neutrinos à travers le Soleil
et la Terre.
This is relatively well understood and also
exhibits straightforward mass ordering
dependence.
Cet effet est relativement bien compris au
sein de la communauté scientifique et met en
avant une dépendance directe de l’ordre des
masses.
The neutrinos feel a matter potential as a
function of radial distance r,
Le potentiel d’interaction des neutrinos avec
et dans la matière se représente en fonction de
la distance radiale r, 𝜆 = √(2)𝐺𝐹𝑛𝑒(𝑟), où
42
𝜆 = √(2)𝐺𝐹𝑛𝑒(𝑟), where 𝐺𝐹 is the Fermi
constant and 𝑛𝑒 is the electron density.
𝐺𝐹 est la constante de Fermi et 𝑛𝑒 la densité
des électrons.
3 Flavor transitions due to neutrino mixing in
matter will sometimes be referred to here,
and are frequently referred to in the literature,
as ‘oscillations’, in spite of recent well-
justified commentary [30] that such
terminology does not appropriately
discriminate adiabatic matter-induced
transitions from vacuum oscillations.
3 Dans cet article, comme souvent dans les
publications, les changements de saveur
induits par le mélange des neutrinos dans la
matière sont parfois nommés « oscillations »,
en dépit du constat récent et légitime que ce
terme ne distingue pas les oscillations
induites par la matière des oscillations dans le
vide.
4.1.1. The adiabatic case. 4.1.1. Le cas adiabatique.
Figure 4 shows the neutrino eigenstate
energies in matter as a function of 𝑛𝑒, for the
two mass ordering cases.
Les graphiques ci-dessus présentent les états
propres d’énergie des neutrinos en fonction
de la densité électronique 𝑛𝑒, selon les deux
hypothèses d’ordre des masses.
For a slowly varying density and matter
potential, a neutrino born in a high-density
region will propagate adiabatically as a
matter eigenstate along the solid lines shown
and exit the supernova in the mass eigenstate
shown by the intersection with the vacuum
axis at 𝑛𝑒 = 0.
Lorsque la densité et le potentiel d’interaction
avec la matière varient lentement, un neutrino
apparu dans un milieu très dense se propagera
adiabatiquement en tant qu’état propre de
matière le long des lignes continues
présentées dans les graphiques. Puis, le
neutrino sortira de la supernova sous la forme
de l’état propre de masse illustré par
l’intersection avec l’axe délimitant le vide, à
𝑛𝑒 = 0.
For antineutrinos, the potential is effectively
negative, so whereas a neutrino state will
propagate adiabatically from the right, an
antineutrino initial state will propagate
adiabatically from the left.
Concernant les antineutrinos, le potentiel
d’interaction est négatif. Alors qu’un état de
neutrino se propagera adiabatiquement
depuis la droite, un état initial d’antineutrino
se propagera sans transfert thermique depuis
la gauche.
43
The dotted lines of figure 4 show energies of
flavor eigenstates.
Les lignes pointillées des graphiques
représentent l’énergie des états propres de
saveur.
At layers of specific 𝑛𝑒 where the dotted lines
intersect, the neutrinos can effectively
undergo resonant flavor transitions.
Les neutrinos peuvent subir des changements
de saveurs résonants aux intersections des
lignes pointillées, qui correspondent aux
niveaux spécifiques de densité électronique
𝑛𝑒.
There are two relevant resonant matter
potentials corresponding to the two mass-
squared differences, 𝛥𝑚3𝑙2 and 𝛥𝑚12
2 , on
different scales; these are labeled H and L
respectively.
Il existe deux potentiels résonants
d’interaction avec la matière, correspondant
aux deux différences de masse au carré 𝛥𝑚3𝑙2
et 𝛥𝑚122 , à différentes échelles, nommées
respectivement H et L.
Figure 4 shows that the H resonance can
occur for neutrinos in the NMO case (the H
resonance density is on the 𝑛𝑒 > 0 side), and
for antineutrinos for the IMO case (the H
resonance density is on the 𝑛𝑒 < 0 side).
Les graphiques démontrent que la résonance
H concerne les neutrinos dans le cas de
l’ordre des masses normal (densité de
résonance H pour 𝑛𝑒 > 0) et qu’elle concerne
les antineutrinos dans le cas de l’ordre des
masses inversé (densité de résonance H pour
𝑛𝑒 < 0).
The L resonance occurs for neutrinos in both
MO cases (the L resonance density is on the
𝑛𝑒 > 0 side in both cases).
La résonance L concerne les neutrinos dans
les deux modèles d’ordre des masses (densité
de résonance L pour 𝑛𝑒 > 0 dans les deux
cas).
Adiabatic conversion in the supernova will
result in the following flavor transformations
(dominated by the H resonance) of neutrinos
exiting the supernova at zero matter density:
Au cours d’une supernova, la conversion
adiabatique soumet les neutrinos qui
s’échappent de la supernova à une densité de
matière nulle, aux changements de saveur
suivants (régis par la résonance H) :
𝐹𝑣𝑒= 𝐹𝑣𝑥
0 (NMO) (3) 𝐹𝑣𝑒= 𝐹𝑣𝑥
0 (ordre des masses normal) (1)
44
𝐹𝑣𝑒= sin2 𝜃12 𝐹𝑣𝑒
0 + cos2 𝜃12𝐹𝑣𝑥0 (IMO) (4)
and
𝐹𝑣𝑒̅̅ ̅ = cos2 𝜃12𝐹𝑣𝑒̅̅ ̅0 + sin2 𝜃12 𝐹𝑣𝑥̅̅̅̅
0 (NMO) (5)
𝐹𝑣𝑒̅̅ ̅ = 𝐹𝑣𝑥̅̅̅̅0 (IMO) (6)
𝐹𝑣𝑒= sin2 𝜃12 𝐹𝑣𝑒
0 + cos2 𝜃12𝐹𝑣𝑥0 (ordre des
masses inversé) (2)
et
𝐹𝑣𝑒̅̅ ̅ = cos2 𝜃12𝐹𝑣𝑒̅̅ ̅0 + sin2 𝜃12 𝐹𝑣𝑥̅̅̅̅
0 (ordre des
masses normal) (3)
𝐹𝑣𝑒̅̅ ̅ = 𝐹𝑣𝑥̅̅̅̅0 (ordre des masses inversé) (4)
where 𝐹(𝑣𝑖) is the flux of a given flavor (𝐹(𝑣𝑥)
represents the flux of any of either 𝑣𝑚 or 𝑣𝜏,
and similarly for antineutrinos).
où 𝐹(𝑣𝑖) représente le flux d’une saveur
donnée (𝐹(𝑣𝑥) correspond indifféremment au
flux de neutrinos ou d’antineutrinos
électroniques ou tauiques).
From these expressions, one can see that for
the NMO case, the 𝑣𝑒 flavor component of
the flux will have a spectrum (typically
hotter) corresponding to that of the original
𝑣𝑥 flavor; the nˉe flux will be partially
transformed.
À partir de ces expressions, dans le cas de
l’ordre des masses normal, on constate que le
flux de saveur 𝑣𝑒 présente un spectre
(habituellement plus chaud) identique à celui
de 𝑣𝑥. Les antineutrinos électroniques ne sont
que partiellement transformés.
For the IMO case, the antineutrinos will be
fully transformed, and the neutrinos will be
partially transformed.
En revanche, dans le cas de l’ordre des
masses inversé, les antineutrinos sont
totalement transformés, alors que les
neutrinos ne le sont que partiellement.
Note that in order for there to be observable
effects of a flavor transition, the initial
spectra for different flavors must differ
sufficiently.
Il convient de noter que pour obtenir des
effets d’oscillation observables, les spectres
initiaux des saveurs doivent être
suffisamment différents.
4.1.2. Non-adiabatic transitions. 4.1.2 Les cas non adiabatiques.
Neutrino propagation can occur adiabatically
in a supernova, for smoothly-varying matter
potentials.
La propagation des neutrinos peut être
adiabatique au cours d’une supernova,
lorsque les potentiels d’interaction avec la
matière varient de façon régulière.
45
However matter transitions can also occur
non-adiabatically, as the matter potential can
exhibit discontinuities associated with shock
fronts.
Toutefois, étant donné que ce potentiel
d’interaction avec la matière peut présenter
des discontinuités liées aux fronts du choc, les
variations de densité de la matière peuvent
aussi se produire de manière non adiabatique.
If a propagating neutrino meets a matter
discontinuity, a neutrino-energy-dependent
level-crossing probability PH applies [25,
35].
Si un neutrino rencontre une discontinuité de
la matière lors de sa propagation, alors une
probabilité PH qu’un neutrino atteigne un
niveau d’énergie qui le ferait osciller
s’applique.
The computation of this probability requires
detailed knowledge of the supernova mass
density profile.
Le calcul de cette probabilité nécessite une
connaissance détaillée du profil de la masse
volumique de la supernova.
Since the matter discontinuity travels in
space as the shock wave propagates, time-
and energy-dependent signatures of the shock
discontinuity can show up in the observed
signal—one could in principle see the shock
propagation in the neutrino signal as a time-
and energy-dependent flavor content
modulation.
Les signatures de la discontinuité du choc,
dépendantes du temps et de l’énergie, peuvent
apparaître sur le signal observé, car la
discontinuité de matière traverse l’espace en
même temps que l’onde de choc se propage.
En principe, la propagation de l’onde de choc
dans le signal neutrino pourrait donc être
perçue comme une modulation du contenu en
saveurs, dépendante du temps et de l’énergie.
We note that stochastic matter fluctuations
(random inhomogeneities in the ejecta, which
are entirely plausible in a supernova) may
wash out some of these effects.
Notons que certains de ces effets pourraient
être éliminés par des fluctuations
stochastiques de la matière, c’est-à-dire des
composants hétérogènes aléatoires de l’éjecta
dont la présence est plausible au cours d’une
supernova.
These effects are the subject of a number of
recent studies (e.g. [36–39]).
Ces effets font l’objet d’un grand nombre
d’études récentes.
46
Matter effects interplay as well with self-
induced flavor transitions, described in
section 4.2.
Les effets de matière interagissent tout aussi
bien avec les oscillations auto-induites,
décrites dans la section 4.2.
4.1.3. Earth matter effects. 4.1.3. Les effets de matière sur Terre.
The neutrinos propagate as mass states after
exiting the supernova, and when they arrive
at Earth they have one more chance for flavor
transformation if they propagate any distance
in the Earth’s matter.
Les neutrinos se propagent en tant qu’états de
masse après s’être échappés de la supernova.
Lorsqu’ils atteignent la Terre, ils ont encore
plus de chances d’osciller s’ils se propagent à
travers la matière terrestre.
Matter effects as the neutrinos traverse the
Earth will modulate the flavor content as a
function of energy.
Le contenu en saveurs varie en fonction de
l’énergie selon les effets de matière produits
lorsque les neutrinos traversent la Terre.
The effect is small, but observable in large,
high-energy-resolution detectors.
Cet effet minime est observable par de
massifs détecteurs à haute résolution en
énergie.
4.2. Self-induced flavor transitions 4.2. Les oscillations auto-induites
Exotic flavor effects can occur where the
neutrino density is high enough that the
potential due to neutrino–neutrino
interactions cannot be ignored.
Les effets de saveurs exotiques se produisent
lorsque la densité de neutrinos est
suffisamment élevée pour que l’énergie
potentielle liée aux interactions neutrino-
neutrino ne soit plus ignorée.
The phenomenology of these nonlinear
effects is rich, and there is an extensive
literature on this subject: see [25, 43] for
reviews and a more complete set of
references.
Les publications au sujet de cette vaste
phénoménologie des effets non linéaires sont
abondantes.
It is fair to say that this is an area of intense
and exciting theoretical study, but it has not
yet converged to the point of providing robust
Bien que l’on n’ait pas encore réussi à mettre
en évidence des signatures physiques
quantitatives robustes de l’ordre des masses,
47
and quantitative physics signatures of mass
ordering.
ce domaine demeure l’objet d’études
théoriques intenses et prometteuses.
So called ‘collective effects’ from pair
conversions 𝜈𝑒𝜈�̅� → 𝜈𝑥 𝜈𝑥̅̅̅ [44] can occur,
assuming appropriate flavor asymmetry.
Sur la base d’une asymétrie de saveurs
adéquate, les effets dits « collectifs » des
conversions de paires 𝜈𝑒𝜈�̅� → 𝜈𝑥 𝜈𝑥̅̅̅ peuvent
se produire.
The anisotropy of the neutrino flux can also
matter, given that the self-interaction
potential depends on the angular factor
1 - vq · vp = 1 - 𝑐𝑜𝑠 𝜃𝑝𝑞, where vq and vp are
the interacting neutrino velocities and θpq is
the angle between them.
L’anisotropie du flux de neutrinos peut aussi
avoir son importance, sachant que le potentiel
d’auto-interaction dépend du facteur
angulaire 1 - vq · vp = 1 - 𝑐𝑜𝑠 𝜃𝑝𝑞, où vq et vp
représentent la vitesse des neutrinos en
interaction et θpq l’angle qui les sépare.
Taking this angular dependence into account
can lead to significant effects on the fluxes
(‘multi-angle effects’) [45–48] but is
computationally difficult.
La prise en compte de cette dépendance
angulaire a des répercussions significatives
sur les flux, en raison des effets d’angles
multiples, mais elle reste difficile à calculer.
Nevertheless some likely features due to self-
induced flavor transitions can be confidently
predicted, under the assumption of certain
conditions.
Cependant, à certaines conditions, on peut
prévoir avec certitude des particularités dues
aux oscillations auto-induites.
Possible observable effects on the observable
supernova neutrino fluxes include ‘spectral
swaps’, in which one flavor completely
transforms into another, and ‘spectral splits’,
in which the flavor transformation occurs
above or below a particular energy threshold,
effectively resulting in a non-smooth
spectrum with deviation from a quasi-
thermal shape (see figure 5 for an anecdotal
example).
Parmi les effets observables sur les flux de
neutrinos visibles au cours d’une supernova,
on distingue les « superpositions spectrales »
d’une part, lorsqu’une saveur se transforme
intégralement en une autre, et les « coupures
spectrales » d’autre part, lorsque l’oscillation
a lieu au-dessus ou au-dessous un seuil précis
d’énergie. Dans les faits, on obtient un spectre
irrégulier qui s’éloigne d’une forme quasi
thermique […].
48
Whether and how these transitions occur for
neutrinos or antineutrinos depends both on
the mass ordering and on the sizes of the
neutrino-neutrino flavor potentials.
Que ce soit les neutrinos ou les antineutrinos
qui oscillent et quelle que soit la façon dont
ils oscillent, ce processus dépend à la fois de
l’ordre des masses et de la grandeur des
potentiels d’interaction de saveur neutrino-
neutrino.
The presence of a large matter potential is
expected to suppress self-induced flavor
transitions [49].
On s’attend à un potentiel élevé d’interaction
dans la matière, qui réprimerait les
oscillations auto-induites.
Since the conditions under which self-
induced flavor transitions occur change with
time, there can be complex time-dependent
effects.
Les oscillations auto-induites ont lieu dans
des conditions qui évoluent avec le temps,
c’est pourquoi des effets complexes
dépendants du temps peuvent se produire.
In the subsequent section on mass-ordering
signatures, we focus on early times in the
supernova evolution (about the first second,
during neutronization and possibly early
accretion), where it seems likely a good
assumption that self-induced flavor
transitions will be a subdominant effect.
Dans la section sur les signatures de l’ordre
des masses, nous nous intéresserons aux
premiers instants de la supernova : la
première seconde, à savoir la neutronisation
et éventuellement, le début de l’accrétion. Les
oscillations auto-induites ne représentent
qu’une part minoritaire des effets qui
surviennent dans ces premiers instants.
Nearly all studies of neutrino flavor
transitions in supernovae so far have been
done in the context of the three-flavor model.
Jusqu’à aujourd’hui, le modèle à trois saveurs
conditionnait la plupart des études menées sur
l’oscillation des neutrinos au cours des
supernovæ.
It is worth noting that additional sterile
flavors could change the phenomenology
significantly [53].
Il est intéressant de souligner que la
phénoménologie pourrait être profondément
modifiée par l’existence de saveurs stériles
supplémentaires.
Such possibilities will be largely ignored in
this review.
Nous n’aborderons cependant pas ce sujet
dans cet article.
49
5. Neutrino detection 5. La détection des neutrinos
Neutrino detection and detectors are
reviewed in [7]. Some key points are
summarized here.
Dans cette section, nous résumons les points
les plus importants à propos de la détection
des neutrinos et de leurs détecteurs.
5.1. Neutrino interactions relevant for
supernova neutrino detection
5.1. Les interactions de neutrinos dans le
cadre de la détection des neutrinos provenant
de supernovæ
Neutrinos in the few-MeV range can interact
with electrons, protons or nuclei via either
charged-current (CC) or neutral-current (NC)
channels.
Les neutrinos de très faible énergie, de
quelques MeV seulement, interagissent avec
les électrons, les protons et les noyaux à
travers les canaux de courant chargé (CC) ou
de courant neutre (NC pour « neutral
current »).
The observables are charged or neutral
products of the interactions.
Les observables sont alors des produits
neutres ou chargés des interactions.
They can be directly-scattered target
particles, or possibly also nuclear de-
excitation products (gamma rays or ejected
nucleons).
Il peut s’agir de particules cibles directement
diffusées, ou encore de produits de la
désexcitation nucléaire (rayons gamma ou
nucléons éjectés).
Neutrinos from core collapse have energies
peaking in few-tens-of-MeV range and only
a tiny fraction have energies >100 MeV.
L’énergie des neutrinos issus de
l’effondrement gravitationnel culmine à
quelques dizaines de MeV et seule une infime
portion est supérieure à 100 MeV.
Therefore the neutrinos almost never exceed
CC threshold for reactions with nuclei only
for electron flavor, since thresholds for muon
and tau production via CC interactions on
nuclei are ∼100 MeV and 3.5 GeV
respectively.
Par conséquent, les neutrinos électroniques
ne dépassent presque jamais le seuil du CC de
réaction avec les noyaux. En effet, les seuils
de production de saveurs muoniques et
tauiques par interactions CC avec le noyau
sont respectivement d’environ 100 MeV et
3,5 GeV.
50
Therefore, while all flavors of neutrinos and
antineutrinos are represented in the neutrino
burst, only 𝜈𝑒, 𝜈�̅� and 𝜈𝑥 will be observable in
separate channels.
Ceci explique que seules les saveurs 𝜈𝑒, 𝜈�̅� et
𝜈𝑥 puissent être observées dans des canaux
distincts, alors que toutes les saveurs de
neutrinos et d’antineutrinos sont représentées
dans le sursaut de neutrinos.
Only NC interactions give access to the 𝜈𝑥
flavor component of the burst.
Le contenu en saveur 𝜈𝑥 est visible dans le
sursaut grâce aux interactions de NC.
Up to now, the most important interaction
experimentally has been inverse beta decay
(IBD) on protons, 𝜈�̅� + 𝑝 → 𝑛 + 𝑒+.
Jusqu’à présent, la désintégration bêta inverse
(IBD) des protons 𝜈�̅� + 𝑝 → 𝑛 + 𝑒+
représente l’interaction la plus observée en
termes expérimentaux.
This interaction dominates for detectors with
many free protons — which includes all of
the currently-running large neutrino detectors
(see section 5.2).
Cette interaction est prédominante pour les
détecteurs comportant un grand nombre de
protons libres, ce qui recouvre tous les grands
observatoires à neutrinos en fonctionnement
aujourd’hui (voir section 5.2).
IBD not only has a relatively high cross
section, but the main observable interaction
product, the positron, gains an energy which
tracks the neutrino energy relatively well, so
measurement of its energy loss enables a 𝜈�̅�
spectral measurement.
D’une part, l’IBD possède une grande section
efficace. D’autre part, son produit observable
principal, le positron, acquiert une énergie qui
suit plutôt bien celle du neutrino. Par
conséquent, en mesurant la perte d’énergie du
positron, on peut dégager une mesure par
spectre des 𝜈�̅�.
In some detectors, the neutron is captured (on
free protons, or a dopant like Gd), and
provides a reasonable tag of IBD, and hence
of 𝜈�̅�.
Avec certains détecteurs, on capture un
neutron (sur des protons libres ou un
absorbant neutronique comme Gd), ce qui
identifie vraisemblablement l’IBD et donc les
𝜈�̅�.
5.2. Supernova neutrino detectors 5.2. Les observatoires de neutrinos provenant
de supernovæ
51
Neutrino-matter cross sections are such that
one requires a few kilotonnes of active
detector mass in order to observe ∼100
events for a supernova at ∼10kpc.
Les sections efficaces des neutrinos et de la
matière sont si petites qu’il faut quelques
kilotonnes de masse active du détecteur pour
observer une centaine d’événements au cours
d’une supernova d’environ 10 kpc.
Supernova-neutrino-sensitive detectors are
also typically sited underground in order to
reduce cosmogenic background, although
some are on or near-surface.
En général, les détecteurs de neutrinos des
supernovæ sont installés sous terre, dans le
but de réduire le bruit de fond cosmologique.
Il existe tout de même certains détecteurs
proches ou au-dessus de la surface.
Multi-kilotonne-scale neutrino detectors fall
into three categories: liquid scintillator
(hydrocarbon), liquid argon time projection
chambers, and water Cherenkov
(homogeneous imaging volumes or long-
string photosensor detectors embedded in
water or ice).
Les détecteurs de neutrinos de plusieurs
kilotonnes sont répartis en trois catégories :
les scintillateurs liquides (en hydrocarbure),
les chambres à projection temporelle à argon
liquide et les détecteurs Cherenkov à eau
(volumes homogènes d’imagerie ou
détecteurs photosensibles en longues lignes
enfouis dans l’eau ou dans la glace).
Of the Cherenkov detectors, the imaging
ones are able to do event-by-event energy and
time reconstruction; in contrast, the long-
string detectors map a time profile using an
excess over noise of single photon hits.
Parmi les détecteurs Cherenkov, les imageurs
sont en mesure de reconstruire l’énergie et le
temps événement par événement. En
revanche, les détecteurs en longues lignes
dressent un profil temporel grâce à l’excès de
bruit des impacts de photons uniques.
A few other types of supernova neutrino
detectors exist, including lead-based
detectors and dark matter detectors, which
are sensitive to low-energy nuclear recoils.
Il existe d’autres types de détecteurs de
neutrinos provenant de supernovæ, tels que
les détecteurs de matière noire et les
détecteurs à plomb, sensibles aux reculs
nucléaires de faible énergie.
Of the large detector types, water and
scintillator detectors, which both have a high
Les détecteurs à eau et les scintillateurs font
partie des grands détecteurs, ils possèdent
chacun une quantité élevée de protons libres
52
fraction of free protons, are primarily
sensitive to 𝜈�̅� via IBD.
et sont essentiellement sensibles aux
antineutrinos électroniques à travers l’IBD.
In contrast, liquid argon has primary
sensitivity to 𝜈𝑒 flavor.
En comparaison, l’argon liquide est
principalement sensible aux neutrinos
électroniques.
Other channels are observable in all
detectors, and can be tagged to varying
degrees, but are subdominant.
Il est possible d’identifier d’autres canaux à
différents degrés dans tous les détecteurs,
mais ils demeurent minoritaires.
6. Neutrino mass physics from supernova
neutrinos
6. Étude physique de la masse des
neutrinos à partir des neutrinos provenant
de supernovæ
In this section we will survey prospects for
determining neutrino parameters from the
supernova signal.
Dans cette section, nous verrons quelles sont
les perspectives d’identification des
paramètres des neutrinos à l’aide du signal de
la supernova.
In some cases it is possible to quantify easily
the expected sensitivity to a mass-dependent
effect.
Dans certains cas, la sensibilité prévue à un
effet dépendant de la masse peut être
facilement quantifiée.
In others, however, the specific nature of the
neutrino flux and spectrum is not known well
enough to do this, even while the qualitative
nature of the signal is generally understood.
En revanche, dans les autres cas, la nature
spécifique du flux de neutrinos et du spectre
n’est pas assez connue pour quantifier cette
sensibilité, même si la qualité du signal est
généralement comprise.
Self-interaction effects are a particularly
egregious example of this.
Les effets d’auto-interaction en sont un
exemple particulièrement flagrant.
The reader should be assured, however, that
if a signal is harvested from a Milky Way
burst, physicists will be ingenious in
squeezing all possible information from the
data.
Toutefois, si les physiciens détectent un
signal en provenance d’une explosion dans la
Voie lactée, il est certain qu’ils déploieront
tous les moyens possibles pour en tirer un
maximum d’informations.
53
6.1. Absolute mass scale 6.1. Échelle de masse absolue
The burst of neutrinos from a supernova
bears information about the neutrino absolute
mass scale, given that neutrinos have non-
zero masses and hence suffer an energy-
dependent time delay.
L’émission de neutrinos en provenance d’une
supernova fournit des informations sur
l’échelle de masse absolue des neutrinos. En
effet, les neutrinos sont massifs et subissent
donc un retard qui dépend de l’énergie.
At the time, ∼20eV/c2 neutrino mass limits
based on observed time spread of the
SN1987A burst neutrinos [4] were
competitive with laboratory limits.
À l’époque, les limites de masse des neutrinos
d’environ 20 eV/c2 fondées sur le laps de
temps d’observation des neutrinos émis lors
de SN 1987A se rapprochaient des limites
établies en laboratoire.
However, the current best limits from tritium
beta decay endpoint experiments are now
∼2eV/c2 [10] (and cosmology constraints are
even more stringent, although model-
dependent).
Néanmoins, les meilleures limites actuelles,
tirées des résultats d’expériences sur la
désintégration bêta du tritium, s’élèvent
environ à 2 eV/c2 (avec des contraintes
cosmologiques plus strictes, bien que
dépendantes du modèle).
For few-tens-ofMeV massive neutrinos, the
delays will then be less than tens of
milliseconds for a travel distance of 10 kpc.
Pour une distance parcourue de 10 kpc, les
neutrinos massifs de quelques dizaines de
MeV enregistrent un retard de moins de
plusieurs dizaines de millisecondes.
If the neutrinos were all emitted
simultaneously, an observed neutrino event
time spread could give us improved
information about the absolute mass scale.
Si les neutrinos étaient tous émis
simultanément, la durée de l’événement
d’observation d’un neutrino nous fournirait
de plus amples informations à propos de
l’échelle de masse absolue.
However, the emission time scale of the
burst—10 s or so—exceeds the typical delay
by a large factor, so one must look for
signatures of mass scale in the subtle energy-
dependent timing of the arrival pattern.
Toutefois, l’échelle de temps de l’émission,
soit une dizaine de secondes, dépasse
largement le retard habituel. Il faut donc
chercher des signatures de l’échelle de masse
54
dans le court instant du modèle d’arrivée,
dépendant de l’énergie.
The lower the energies observed, the longer
the delays, so better the sensitivity.
Plus les énergies observées sont faibles, plus
le retard sera élevé et la sensibilité accrue.
Sensitivity has only weak dependence on
distance; as the distance increases, delay
increases linearly with D, but observed
counts decrease as the inverse square of D.
La sensibilité n’a qu’une faible dépendance à
la distance : plus la distance augmente, plus
le retard augmente. Cependant, les chiffres
observés diminuent avec le carré inverse de la
distance.
Large statistics, good energy resolution and
low thresholds are needed.
Il faut disposer d’un grand nombre de
données statistiques, d’une bonne résolution
en énergie et de seuils peu élevés.
A sharp time structure (e.g., neutrino flux cut-
off due to collapse to a black hole [55]), or
possibly observation of a gravitational wave
signal of core collapse [56, 57] to serve as a
reference time, could potentially improve
sensitivity.
En outre, la sensibilité pourrait être améliorée
avec une structure temporelle distincte
(comme l’interruption du flux de neutrinos en
raison d’un effondrement menant à un trou
noir) ou encore avec l’observation du signal
d’une onde gravitationnelle d’effondrement
de cœur.
References [58, 59] estimate sensitivities of
current and next-generation experiments
down to some fraction of an eV.
De nombreuses publications estiment que
sensibilités des expériences en cours et
futures seront à une fraction d’eV près.
This is better than the current limits, but not
competitive with expected next-generation
experiments such as KATRIN [60].
Ces résultats sont plus précis que les limites
actuelles, mais ne le sont pas autant que les
expériences de la prochaine génération
comme KATRIN.
6.2. Mass ordering signatures 6.2. Les signatures de l’ordre des masses
This review selects a few robust signatures of
mass ordering, with as little supernova model
dependence as possible.
Dans cet article, nous passons en revue un
échantillon de signatures robustes de l’ordre
55
des masses, dont la dépendance au modèle de
la supernova est aussi faible que possible.
Not emphasized here are signatures
depending on neutrino self-interaction
effects, due to the current partial state of
understanding, although these may end up
having a very important effect on the signal.
Nous laissons de côté les signatures
dépendantes des effets d’auto-interaction des
neutrinos, car nous en avons actuellement une
compréhension limitée. Pourtant, ces effets
pourraient finalement avoir d’importantes
répercussions sur le signal.
6.2.1. The neutronization burst. 6.2.1. Le pic de neutronisation.
Observation of the neutronization burst is
probably the most robust prospect for
determining the MO via a supernova burst.
Observer le pic de neutronisation représente
probablement la perspective la plus robuste
pour déterminer l’ordre des masses au cours
de l’explosion de la supernova.
The neutronization burst almost a standard
candle; the time dependence of its luminosity
is nearly model independent [26, 61]: see
figure 6.
Le pic de neutronisation pourrait presque être
qualifié de chandelle standard : sa luminosité
en fonction du temps est quasiment
indépendante du modèle […].
Its flavor is strongly dominated by 𝜈𝑒. Le neutrino électronique y est hautement
majoritaire.
Because the electron neutrinos escape from
regions for which the lepton asymmetry is
such that self-interaction has a negligible
effect [25, 44], one expects the burst to be
processed by MSW effects only, in a MO-
dependent way.
Ces neutrinos fuient les zones où l’asymétrie
des leptons est si élevée que l’auto-interaction
a des effets négligeables. C’est pourquoi l’on
estime que seuls les effets MSW affectent le
pic, indépendamment de l’ordre des masses.
This greatly simplifies the interpretation of
the signal.
L’interprétation du signal en est largement
simplifiée.
According to equations (3), (4), the 𝜈𝑒 flux
will be entirely swapped with 𝜈𝑥 for the case
of NMO.
Selon les équations (1) et (2), le flux 𝜈𝑒 est
remplacé en totalité par 𝜈𝑥 dans le cas de
l’ordre des masses normal.
56
Since there is very little 𝜈𝑥 present for the
duration of the neutronization burst, there
will be very little 𝜈𝑒 to observe.
Il n’y a que peu de 𝜈𝑒 à observer au cours du
pic de neutronisation, car la quantité de 𝜈𝑥 est
également très faible.
In contrast, for the case of IMO the 𝜈𝑒
component will be only partially swapped
(see equations (5), (6)).
En revanche, dans le cas de l’ordre des
masses inversé, 𝜈𝑒 n’est que partiellement
remplacé (voir les équations (3) et (4)).
In other words, the neutronization burst is
suppressed for IMO, but suppressed even
more strongly for NMO.
En d’autres termes, le pic de neutronisation
est réprimé en ordre des masses inversé, mais
l’est de manière encore plus significative en
ordre des masses normal.
Hence, the signature of NMO is an absent or
highly suppressed neutronization burst in a
𝜈𝑒-sensitive detector. The signature of IMO is
an observable neutronization burst.
La signature de l’ordre des masses normal
représente donc un pic de neutronisation
absent ou fortement réprimé dans un
détecteur sensible aux 𝜈𝑒, tandis que la
signature de l’ordre des masses inversé est un
pic de neutronisation observable.
Such an interpretation could be strengthened
by (non)-observation of other flavors at the
time of the 𝜈𝑒 peak, in detectors with NC
sensitivity.
L’absence d’observation d’autres saveurs à
l’instant du pic de 𝜈𝑒, dans les détecteurs
sensibles aux courants neutres pourrait
renforcer une telle interprétation.
This suppression should be observable easily
in a liquid argon detector, but also should be
visible to some extent in a large water
detector, for which 𝜈𝑒 can be seen via ES.
Il devrait être possible d’observer cette
répression plus ou moins facilement grâce
aux détecteurs à argon liquide, ou bien aux
grands détecteurs à eau qui permettent de voir
les 𝜈𝑒 à travers la diffusion élastique.
6.2.2. Early time profile. 6.2.2. Les premiers instants.
We can also fairly robustly constrain the MO
by including the few hundred millisecond
timescale beyond the neutronization burst
and considering the overall shape of the early
L’ordre des masses peut être restreint de
façon relativement efficace, d’une part en
intégrant l’échelle de temps de quelques
centaines de millisecondes suivant le pic de
neutronisation, et d’autre part en tenant
57
time profile, as the neutronization burst
transitions to the accretion era.
compte de la forme générale des premiers
instants, alors que la phase d’accrétion
remplace le pic de neutronisation.
The flux should remain dominated by 𝜈𝑒
during this period.
À ce stade, les 𝜈𝑒 constituent la majeure partie
du flux.
During the early accretion era, as for the
neutronization burst, flavor transitions may
be dominated by MSW effects, and therefore
understanding of the MO signature is
relatively robust.
Au début de l’accrétion, les oscillations
pourraient être régies par les effets MSW,
comme au cours du pic de neutronisation. La
compréhension de la signature de l’ordre des
masses serait donc relativement robuste.
For the first ∼50 ms where measured 𝜈𝑒
flavor dominate, we expect the IMO to give
a larger 𝜈𝑒 signal, as per section 6.2.1.
Les neutrinos électroniques prédominent lors
des 50 premières millisecondes, et nous
estimons que l’ordre des masses inversé
fournit un signal 𝜈𝑒 plus riche en événements,
comme vu en 6.2.1.
After around 60 ms, in the accretion phase,
most of the observed signal in a high-
statistics detector will be 𝜈�̅�.
Après 60 millisecondes environ, lors de la
phase d’accrétion, la plupart des signaux
observés à l’aide d’un détecteur à grande
quantité de données seront constitués de 𝜈�̅�.
Here, for MSW transitions, the 𝜈�̅� will be
mostly untransformed for NMO, whereas for
IMO, the 𝜈�̅� will have mostly swapped with
𝜈𝑥, which has lower flux during this period;
hence NMO will give the larger signal.
Dans ce cas précis d’oscillations à effet
MSW, les 𝜈�̅� ne se seront majoritairement pas
transformés en ordre des masses normal,
tandis qu’ils seront en grande partie
remplacés par 𝜈𝑥 en ordre des masses
inversé, le flux de 𝜈𝑥 étant moins important à
ce stade. Par conséquent, le signal comportant
le plus d’événements est celui de l’ordre des
masses normal.
The net outcome is the IMO gives a flatter
time profile and NMO gives a more sharply
rising time profile in 𝜈�̅�.
En conclusion, l’ordre des masses inversé
donne un profil temporel plus plat, tandis que
58
l’ordre des masses normal fournit un profil
temporel nettement plus en hausse en 𝜈�̅�.
A detector like IceCube, mostly sensitive to
𝜈�̅�, will be able to track the time profile well
enough to distinguish the shapes [62].
IceCube, détecteur particulièrement sensible
aux 𝜈�̅�, peut si bien suivre les premiers
instants qu’il permet d’en distinguer les
formes.
6.2.3. Shock wave effects. 6.2.3. Les effets d’onde de choc.
As the shock wave progresses through the
overlying stellar matter, the density changes
discontinuously.
La densité évolue de manière discontinue
tandis que l’onde de choc traverse la matière
stellaire sus-jacente.
MSW effects will occur when the matter
potential matches that required for level
transition.
Les effets MSW se produisent lorsque le
potentiel d’interaction avec la matière
correspond au potentiel nécessaire à un
neutrino pour qu’il change d’état quantique.
Since the matter potential changes with time,
this can lead to flavor transition, and hence a
flavor composition change, as a function of
time [63–66].
Sachant que le potentiel d’interaction avec la
matière évolue avec le temps, une oscillation
peut alors survenir et entraîner une
modification du contenu en saveurs en
fonction du temps.
The specific signal will be MO-dependent. Le signal spécifique dépendrait donc de
l’ordre des masses.
We note that in this phase, neutrino self-
interaction effects may also be affected by the
shock wave.
Soulignons que les effets d’auto-interaction
des neutrinos peuvent aussi être affectés par
l’onde de choc au cours de cette phase.
6.2.4. Spectral swaps and splits. 6.2.4. Les superpositions et les coupures
spectrales.
A potential dramatic MO-dependent effect on
the time dependent supernova neutrino
La « coupure spectrale », due aux effets
collectifs, peut avoir des répercussions
spectaculaires (dépendant de l’ordre des
59
spectra is the so-called ‘spectral split’ due to
collective effects [68–71].
masses) sur le spectre de neutrinos provenant
de supernovæ en fonction du temps.
The effect is that the neutrino flavor spectra
are swapped above or below a particular
energy threshold, depending on both the
initial relative flavor luminosities and in
neutrinos or antineutrinos depending on the
hierarchy.
Cette coupure spectrale induit une
superposition des spectres des saveurs du
neutrino sous ou au-delà d’un certain seuil
d’énergie, qui dépend à la fois des
luminosités initiales relatives des saveurs des
neutrinos et des antineutrinos, selon la
hiérarchie.
Observationally this results in non-thermal
observed spectral shapes in either neutrinos
or antineutrinos [72]: see figure 8 for the
example observed spectra corresponding to
the fluxes of figure 5.
Les résultats en termes d’observation sont des
formes spectrales non thermiques pour les
neutrinos et les antineutrinos […].
These non-thermal spectral distortions can
also track the propagation of the shock wave.
Ces distorsions spectrales non thermiques
peuvent également suivre la propagation de
l’onde de choc.
There is enough variety of phenomenology in
the literature describing this kind of signature
that this signature can not yet be considered
robust.
Les publications décrivant ce type de
signature sont tellement divergentes que cette
signature ne peut pas encore être envisagée
comme robuste.
However, there are potentially multiple
signatures at different times in the star’s
evolution.
Toutefois, il existe potentiellement des
signatures multiples à différentes étapes de
l’évolution stellaire.
6.2.5. Earth matter effect. 6.2.5. Les effets de matière sur Terre.
Finally, the neutrinos arrive at Earth as mass
states and may travel through matter before
arriving at a detector.
Pour finir, les neutrinos atteignent la Terre en
tant qu’états de masse et peuvent traverser de
la matière avant de rencontrer un détecteur.
They will undergo conventional matter
effects in the Earth which will modulate the
Au sein de la Terre, ils subissent des effets de
matière classiques qui modulent leur spectre
60
spectrum according to the distance and
densities traversed in matter, with flavor-
dependent effect depending on the MO, as
described in section 4.1.3.
en fonction de la distance et des densités de
matière traversées. Cette situation engendre
également des effets dépendants de la saveur
sur l’ordre des masses (voir section 4.1.3).
Wiggles in the spectrum of around ∼few 10
MeV frequency and amplitude a few percent
will appear in antineutrinos in the NMO case,
and in neutrinos in the IMO case.
Des ondulations spectrales d’une fréquence
de quelque 10 MeV et d’une amplitude de
quelques pourcentages se produisent dans les
antineutrinos en ordre des masses normal et
dans les neutrinos dans l’ordre des masses
inversé.
Fourier analysis of a well-measured energy
spectrum could potentially identify the
ordering based on presence or absence of a
peak in the appropriate channels [40, 74].
En analysant un spectre d’énergie
correctement mesuré à l’aide des séries de
Fourier, on pourrait identifier l’ordre des
masses en fonction de la présence ou non
d’un pic dans les canaux adéquats.
This effect is relatively well understood. Cet effet est relativement bien compris par la
communauté scientifique.
However it does require Earth shadowing
[75] and sufficiently different primary flavor
spectra in the cooling phase.
Cependant, l’ombre de la Terre et des spectres
des saveurs initiales suffisamment différents
sont nécessaires durant la phase de
refroidissement.
A challenge from an observational point of
view is that both good energy resolution and
large statistics will be required to resolve the
wiggles [76].
Pour comprendre ces ondulations du point de
vue de l’observation, la difficulté est d’avoir
à la fois une résolution en énergie correcte et
une vaste quantité de données statistiques.
The best prospect is for a large scintillator
detector like JUNO with excellent energy
resolution [77], although for more optimistic
models one could observe an Earth-matter-
induced difference between signals in large
water Cherenkov detectors [78] with
Le meilleur candidat serait un scintillateur de
grande taille comme JUNO, dont la
résolution en énergie est excellente. Pourtant,
dans certains modèles plus optimistes, on
pourrait observer une différence entre les
signaux captés par des détecteurs Cherenkov
61
different pathlengths through the Earth’s
mantle.
à eau de grande taille, en raison de la matière
terrestre. En effet, la distance traversée par
ces signaux varie dans le manteau terrestre.
6.2.6. Non-core-collapse supernovae. 6.2.6. Les supernovæ thermonucléaires.
As a final note, we mention the Type Ia
(thermonuclear) supernova case.
Pour finir, nous aborderons le cas de la
supernova thermonucléaire, dite de type Ia.
As noted above, these have a quite different
physical mechanism from the core-collapse
scenario, and are expected to be much fainter
in neutrinos.
Comme évoqué plus haut, le mécanisme
physique de ces supernovæ est différent de
l’effondrement gravitationnel et se révèle
bien plus pauvre en neutrinos.
The mechanism is not fully understood, and
is thought to take place either according to a
‘deflagration-to-detonation transition’ (DDT)
or a ‘gravitationally confined detonation’
(GCD) scenario.
Ce mécanisme est mal connu, mais on estime
qu’il suit deux scénarios possibles : le modèle
« Transition Déflagration-Détonation »
(DDT) ou le modèle « Détonation par
confinement gravitationnel » (GCD).
Still, there should be some neutrino
production [80–82] albeit some orders of
magnitude less than for a core-collapse event;
the DDT scenario is expected to produce a
fainter neutrino flux.
Néanmoins, on s’attend à ce qu’un scénario
DDT produise des neutrinos, même si ce flux
resterait faible et moins élevé de quelques
ordres de grandeur par rapport à
l’effondrement gravitationnel.
For the more neutrino-generous DDT model,
Hyper-K would detect a handful of events at
10 kpc, and Super-K and DUNE would see a
few events at 1kpc; the distance sensitivity is
reduced to ∼1 kpc and ∼0.3 kpc respectively
for the GCD model.
Dans le cas des modèles DDT les plus
généreux en neutrinos, Hyper-K pourrait
détecter une poignée d’événements à 10 kpc,
alors que Super-K et DUNE en capteraient
quelques-uns à 1 kpc. Pour le modèle GCD,
la sensibilité à la distance serait
respectivement réduite à 1 kpc pour Hyper-K
et 0,3 kpc environ pour Super-K et DUNE.
From the point of view of distinguishing the
mass ordering, an observation of a
thermonuclear supernova has the advantage
En ce qui concerne la détermination de
l’ordre des masses, l’observation d’une
supernova thermonucléaire a l’avantage de
62
that the flavor transition effects are purely
MSW—there are no self-interaction effects
to confound the interpretation.
présenter uniquement des effets d’oscillations
purement MSW. Aucune auto-interaction ne
vient perturber les interprétations.
And for a nearby Type Ia supernova, we may
be able to observe the event closely enough
in electromagnetic channels to understand
the mechanism.
De plus, si une supernova de Type Ia se
produit suffisamment proche de nous, nous
serions peut-être capables d’en comprendre le
mécanisme en l’observant de près via des
canaux électromagnétiques.
According to [82], if the mechanism is
understood, with future generation detectors
we should be able to distinguish the MO at
1 σ for a Type Ia at ∼3kpc for DDT and
∼0.5kpc for GCD: see figure 10.
Dans l’hypothèse où nous comprenons ce
mécanisme, les détecteurs du futur nous
permettront alors de distinguer l’ordre des
masses à 1σ dans le cas de supernovæ de type
Ia, à environ 3 kpc de distance pour le
scénario DDT et 0,5 pour le scénario GDC
[…].
As a final note, the neutrino signal from pair-
instability supernovae has recently been
explored [83].
Soulignons enfin que de récentes études ont
porté sur le signal neutrino provenant des
supernovæ à instabilité de paire.
Pair-instability supernovae are a class of less
common, superluminous supernovae from
very massive carbon–oxygen-core
progenitors, in which a thermonuclear
explosion follows collapse due to conversion
of photons to electron–positron pairs.
Ces dernières font partie des supernovæ plus
rares et superlumineuses, nées de cœurs
extrêmement massifs constitués d’oxygène et
de carbone. Les photons s’y transforment en
paires d’électrons et de positrons, ce qui
entraîne l’effondrement du cœur suivi de
l’explosion thermonucléaire.
In principle the emitted neutrinos could also
exhibit observable MO-dependent effects.
En principe, les neutrinos émis lors de cette
explosion pourraient présenter des effets
observables dépendant de l’ordre des masses.
However, as for Type Ia supernovae, the
neutrino signal is relatively faint and
Toutefois, le signal neutrino est aussi faible
que pour les supernovæ de type 1a. Pour
63
observation would require a nearby
explosion.
l’observer, il faudrait que l’explosion soit
proche de nous.
7. Summary 7. Conclusion
In summary, a core-collapse supernova in our
galaxy or nearby will bring tremendous
information, via the flavor-energy-time
profile of the neutrino flux.
Pour conclure, une supernova à effondrement
de cœur se produisant dans notre galaxie ou à
proximité serait une formidable source
d’informations sur le flux de neutrinos, en
termes de saveurs, d’énergie et de temps.
Embedded in the signal will be information
on neutrino properties, including on neutrino
masses.
Ce signal fournirait des données sur les
propriétés des neutrinos, y compris sur leurs
masses.
While the absolute mass scale information
will not likely be competitive with next-
generation terrestrial experiments, the MO
information may well be.
Les informations sur l’échelle de masse
absolue ne seront probablement pas au niveau
de celles recueillies par les expériences
terrestres de la prochaine génération, mais
celles sur l’ordre des masses pourraient bien
l’être.
There are multiple signatures of varying
robustness summarized in table 4.
Le tableau 4 résume le grand nombre de
signatures de robustesse variable.
As understanding of core-collapse supernova
phenomenology improves, so will the
robustness of the signatures.
Au fur et à mesure que la compréhension de
la phénoménologie des supernovæ à
effondrement de cœur progressera, la
robustesse des signatures évoluera aussi.
It is also very possible that terrestrial
experiments will yield MO information first.
Les expériences terrestres fourniront
probablement des informations sur l’ordre
des masses plus tôt que prévu.
In this case, there is only benefit for
extracting other information from the
supernova, and this review highlights aspects
of the phenomenology where information
Si c’est le cas, il ne peut être que profitable
d’extraire d’autres données à partir des
supernovæ. Cet article met en évidence les
aspects de la phénoménologie pour lesquels
64
from neutrino experiments will help to
constrain the astrophysical interpretations.
des données tirées d’expériences sur les
neutrinos permettront de délimiter les
interprétations astrophysiques.
65
Traduction
Les signatures de l’ordre des masses du neutrino au cours d’une
supernova
1. Introduction
Au cœur du Grand Nuage de Magellan, situé aux abords de notre Voie lactée, l’observation des
neutrinos émis par la Supernova 1987A (SN 1987A) a non seulement confirmé notre modélisation
des supernovæ à effondrement de cœur, mais elle nous a également fourni de nouvelles informations
sur les neutrinos eux-mêmes. À l’époque, à partir du signal neutrino de SN 1987A, les détecteurs à
eau et les scintillateurs nous avaient permis de recueillir un maximum de données sur l’échelle de
masse absolue du neutrino. Ces détecteurs étaient limités par l’absence de dispersion en fonction de
l’énergie. Par la suite, ces limites furent rapidement repoussées grâce aux mesures terrestres.
Néanmoins, le plus dur reste à faire, car notre compréhension des propriétés des neutrinos (et d’autres
particules élémentaires) se heurte à d’autres barrières. Les données statistiques tirées de l’observation
de SN 1987A n’étaient pas assez nombreuses pour être décisives : seule une douzaine d’événements
a été enregistrée et la majorité concernait probablement des antineutrinos électroniques.
Alors que la dernière génération de détecteurs de neutrinos est prête pour la prochaine explosion,
les observatoires du futur sont en cours de conception et de construction. Grâce à une quantité de
données bien plus élevée et une sensibilité accrue des détecteurs aux saveurs des neutrinos, la
prochaine explosion liée à l’effondrement du cœur d’une étoile nous permettra d’avancer de manière
décisive dans notre compréhension des mécanismes d’effondrement de cœur et de formation de
rémanents. De plus, de nouvelles données sur la nature des neutrinos émergeront, comme ce fut le
cas de SN 1987A.
Le neutrino a livré beaucoup de ses secrets depuis la supernova de 1987. De nombreuses
expériences réalisées avec différentes sources de neutrinos nous ont révélé que les neutrinos peuvent
osciller et qu’ils possèdent une masse. Un modèle à trois états de masse, ou trois états de saveur,
corrobore presque parfaitement les données recueillies. Cependant, il reste encore des zones d’ombre
que l’explosion d’une supernova émettrice de neutrinos pourrait éclairer. Même si les mesures en
laboratoire finiront bien par répondre à ces questions, l’explosion d’une supernova tomberait à pic
pour nous fournir des réponses immédiates. Quoi qu’il en soit, les mesures terrestres permettront de
restreindre les observables pertinentes et d’améliorer l’interprétation astrophysique des données
obtenues. À leur tour, dans un cercle vertueux, des observations astrophysiques plus performantes
66
perfectionneront la modélisation des supernovæ (à travers les ondes électromagnétiques, voire à
travers les ondes gravitationnelles) et affineront la détermination des propriétés des neutrinos. Nous
pourrions également avoir des surprises. En effet, à l’heure actuelle, aucune preuve n’exclut que les
neutrinos possèdent des propriétés qui dépassent le cadre du modèle standard des trois saveurs. Une
telle phénoménologie pourrait avoir des répercussions sur les observables liées à l’émission de
neutrinos au cours d’une supernova.
Cet article vise à étudier, à travers l’ordre des masses, aussi appelé hiérarchie de masse, comment
certaines inconnues relatives à la masse des neutrinos peuvent être identifiées grâce à l’observation
de l’explosion d’une supernova. La section 2 passe brièvement en revue les mystères de la physique
des neutrinos. La section 3 explique quelle est la nature du signal neutrino émis lors d’une supernova.
La section 4 présente la nature des changements de saveur des neutrinos en provenance de
supernovae. La section 5 fait le point sur les différents types de détecteurs de neutrinos et sur leur
sensibilité. La section 6 fournit des exemples de signatures de l’ordre des masses provenant de
l’explosion d’une supernova et commente la robustesse et l’observabilité de ces signatures. Enfin, la
section 7 établit la synthèse de cet article.
2. Les mystères du neutrino
Au cours des dernières décennies, des mesures expérimentales ont été effectuées sur les changements
de saveur du neutrino à l’aide de détecteurs et de sources variées. Ces mesures ont permis de dégager
un modèle clair et robuste des neutrinos qui décrit parfaitement un large éventail de données. Le
modèle du neutrino à trois saveurs englobe trois états de masse du neutrino en relation avec les trois
états de saveur, ceci au sein d’une matrice unitaire de mélange 3 par 3 : |𝜈𝑓⟩ = ∑ 𝑈𝑓𝑖∗𝑁
𝑖=1 |𝜈𝑖⟩, où sij
est le sinus de l’angle de mélange θij et cij en est le cosinus. Dans cette configuration, les différents
paramètres sont : les trois angles de mélange θ 23, θ12 et θ13, la phase complexe δ associée à des
observables ne respectant pas la symétrie CP, et les masses m1, m2 et m3. Les données sur l’état de
masse proviennent d’expériences d’oscillation, sous la forme de différences de masses au carré :
Δmij 2 ≡ mi
2 — mj2. Les trois masses correspondent de manière équivalente à deux différences de
masse au carré, mais aussi à une échelle de masse absolue.
Dans quelques dizaines d’années, nous nous attendons à ce que les expériences sur les oscillations
aient progressé et nous espérons que tous les paramètres de mélange des neutrinos soient plus précis.
Toutefois, deux grandeurs demeurent inconnues, bien que l’on dispose aujourd’hui d’une petite
quantité d’informations à leur sujet, provenant des données fournies à la fois par les faisceaux et les
67
réacteurs. La première inconnue est « l’ordre des masses », ou « hiérarchie de masse », dont le signe
équivaut aux différences de masse1. Pour l’ordre des masses normal, nous avons 𝑚3 >> 𝑚2, 𝑚1, soit
un état lourd et deux états légers. Au contraire, pour l’ordre des masses inversé, nous avons 𝑚2, 𝑚1 >
> 𝑚3. On note 𝛥𝑚3𝑙2 la plus grande différence de masse au carré, où 𝑙 = 1 pour l’ordre des masses
normal et 𝑙 = 2 pour l’ordre des masses inversé. Nous ne connaissons pas non plus l’échelle de masse
absolue globale (on sait cependant qu’elle est inférieure à quelques eV/c²), mais ce paramètre ne peut
pas être déterminé grâce aux expériences sur les oscillations.
Le paramètre δ associé aux observables ne respectant pas la symétrie CP représente également
une inconnue de nos jours. Néanmoins, obtenir des informations sur ce paramètre sera extrêmement
complexe à partir de l’observation de l’explosion d’une supernova.
Il existe de nombreuses méthodes de recherche expérimentales sur l’ordre des masses. Elles
présentent toutes des défis à relever. Il existe une méthode simple qui sera probablement couronnée
de succès si les statistiques sont suffisantes. Elle consiste à observer les changements de saveur des
neutrinos et des antineutrinos, dans le sens muonique vers électronique, au cours d’expériences sur
un rayon à longue base. Les détecteurs T2K et NOvA fourniront les premières données, mais des
résultats à 5σ n’arriveront qu’avec Hyper-Kamiokande et DUNE (Deep Underground Neutrino
Experiment). Grâce à la large gamme existante de lignes de bases et d’énergies, les neutrinos
atmosphériques pourraient aussi apporter des réponses sur l’ordre des masses. Une autre méthode
consiste à regarder du côté des spectres des neutrinos de réacteurs, à la recherche des légers
indicateurs spectraux prédits par JUNO.
L’observation de l’explosion d’une supernova à effondrement de cœur nécessite de « saisir
l’opportunité ». Avec un peu de chance, un tel événement nous permettrait d’amasser des
connaissances sur l’ordre des masses sans attendre. On observe une certaine dépendance au modèle,
mais il existe des signatures qui en sont relativement indépendantes. Si les expériences terrestres
lèvent le voile en premier, les contraintes astrophysiques seront alors mieux précisées. Cet article vise
à passer en revue les signatures les plus robustes et à étudier leur observabilité à l’aide de détecteurs
réalistes.
1 Bien que « hiérarchie de masse » soit utilisé plus fréquemment dans la littérature, nous utiliserons le terme « ordre des masses »
dans cet article plutôt que « hiérarchie de masse ». En effet, ce dernier suggère que certaines masses pourraient être bien plus élevées
que les autres sur une échelle absolue, ce dont nous ne sommes pas sûrs. En réalité, si la différence entre les masses est beaucoup
plus petite que l’échelle absolue, les masses pourraient alors être presque entièrement dégénérées.
68
3. Les émissions de neutrinos au cours des supernovæ à effondrement de cœur
La supernova est une explosion stellaire libérant une formidable quantité d’énergie. Deux
mécanismes physiques fondamentaux expliquent leur origine. Les supernovæ thermonucléaires, dites
de Type Ia, seraient dues à une explosion thermonucléaire déclenchée par l’accrétion de matière
autour d’une étoile d’un système binaire. Néanmoins, nous n’en connaissons pas le mécanisme exact.
Ce phénomène ne produira probablement que peu de neutrinos, même si l’on pourrait s’attendre
à en voir une certaine quantité (voir section 6.2.6). Les autres supernovæ principales sont dites à
effondrement de cœur et sont de Types II, Ib, Ic et autres. Elles sont causées par l’effondrement d’une
étoile massive dont la masse est devenue trop importante pour réaliser la fusion nucléaire. Ces
événements astrophysiques sont réputés pour leur abondante production de neutrinos : pendant un
court instant, la production de neutrinos surpasse de plusieurs ordres de grandeur la luminosité des
photons.
La physique de l’effondrement gravitationnel fait l’objet d’études de simulation par
superordinateur, menées par plusieurs groupes de recherche à travers le monde. La compréhension
de ce sujet s’est grandement améliorée au cours des dernières décennies. Même si les détails des
mécanismes physiques de l’effondrement et de l’explosion qui en découle ne sont pas encore
entièrement maîtrisés, le processus de production des neutrinos est quant à lui bien assimilé et
confirmé par les observations menées sur SN 1987A. Pour résumer, l’énergie de liaison
gravitationnelle d’un rémanent très dense s’échappe de l’étoile sous forme de neutrinos, en raison des
faibles interactions des neutrinos avec la matière. La durée de la perte d’énergie, de quelques dizaines
de secondes, correspond au temps de piégeage des neutrinos, déterminé par cette faible interaction
avec la matière.
D’autres caractéristiques générales de la production de neutrinos sont relativement bien connues.
Dans la plupart des modèles décrivant les supernovæ et leur production inhérente de neutrinos, on
retrouve les étapes suivantes :
• Compression : Alors que le cœur de l’étoile s’effondre sur lui-même, on observe d’une
part une légère hausse initiale de la production de neutrinos électroniques. D’autre part, les
protons capturent les électrons et forment des neutrons, selon la relation 𝑒− + 𝑝 → 𝑛 + 𝜈𝑒.
Après quelques millisecondes, les neutrinos sont piégés au sein d’une matière extrêmement
dense. Cette étape se manifeste par une légère hausse de la luminosité en fonction du temps.
• Pic de neutronisation : Une fois que la densité de la matière est écrasée jusqu’à atteindre
sa compression maximale, les couches externes du cœur rebondissent. Les caractéristiques de
69
ce mécanisme dépendent de l’équation d’état de la matière nucléaire. À cet instant, une onde
de choc se forme, chauffe la matière sus-jacente du cœur et se propage hors de l’étoile, libérant
ainsi les neutrinos. La première libération de neutrinos correspond à un petit pic de
« neutronisation » (ou « désintégration leptonique » ou « fuite »), riche en neutrinos
électroniques. Cependant, d’autres saveurs font leur apparition à cet instant précis. Le pic de
neutronisation peut durer plusieurs dizaines de millisecondes et la luminosité forme une
courbe caractéristique en fonction du temps.
• Explosion et accrétion : Les centaines de millisecondes suivant le pic de neutronisation
constituent une phase critique, qui détermine si l’étoile sera « soufflée » ou si elle s’effondrera
à nouveau pour former un trou noir. Le choc peut s’arrêter, mais dans la plupart des modèles,
les neutrinos insufflent suffisamment d’énergie aux couches du cœur pour que le choc
continue. À ce stade, on peut aussi observer l’instabilité SASI (pour « Standing Accretion
Shock Instability »), une sorte d’oscillation en « ballottement » se manifestant dans le flux de
neutrinos à une modulation de 100 Hz. Le flux et le spectre de neutrinos peuvent présenter
une structure variée en fonction du temps, selon la nature de l’accrétion de matière autour du
cœur. Lors de cette étape, les neutrinos électroniques 𝜈𝑒 semblent dominer la luminosité.
Cependant, les antineutrinos électroniques 𝜈�̅� et les autres saveurs2 de neutrinos 𝜈𝑥 sont tous
bien présents. Cette phase dure une à deux secondes après le rebond du cœur.
• Refroidissement : Cette étape dure quelques dizaines de secondes et représente le pic de
l’émission de neutrinos. En effet, la protoétoile à neutrons déverse son énergie via la
production de paires neutrinos et antineutrinos de toutes les saveurs. De manière générale,
l’énergie liée aux 𝜈𝑥 est plus importante que celle des 𝜈�̅�, elle-même surpassée par l’énergie
liée aux 𝜈𝑒 en raison des opacités croissantes de chacune des particules. Plus l’opacité est
élevée, plus le rayon de la neutrinosphère est grand et plus la température de découplage des
neutrinos est basse. Les énergies des saveurs diminuent progressivement et se dégénèrent
encore plus pendant le refroidissement.
[…]
2 Du point de vue de la détection, au cours d’une supernova, les neutrinos et antineutrinos muoniques et tauiques sont quasiment
indiscernables. Ainsi, par convention, nous désignons l’ensemble de ces particules par « 𝜈𝑥 ».
70
4. Les changements de saveur des neutrinos au cours des supernovæ
Aujourd’hui, les changements de saveur des neutrinos sont expérimentalement admis. Il est fort
probable que ces changements induits par le mélange des trois saveurs aient lieu avec certitude au
cours des supernovæ. La phénoménologie varie en fonction des paramètres des neutrinos. Par
conséquent, l’observation des flux peut, en principe, lever le voile sur les paramètres inconnus des
neutrinos. De façon générale, les changements de saveur des neutrinos dépendent à la fois de la
densité de la matière et des quantités de neutrinos dépendantes de la saveur, qui changent avec
l’évolution de la supernova.
Les différents types de changements de saveur des neutrinos applicables aux neutrinos provenant
de supernovæ sont brièvement décrits dans les sous-parties suivantes3.
4.1. Les effets de matière
L’effet Mikheïev-Smirnov-Wolfenstein (MSW), ou « effet de matière », est un mécanisme de
propagation des neutrinos dans la matière. Il est bien connu des physiciens spécialistes des neutrinos,
en raison de la propagation des neutrinos à travers le Soleil et la Terre. Cet effet est relativement bien
compris au sein de la communauté scientifique et met en avant une dépendance directe de l’ordre des
masses. Le potentiel d’interaction des neutrinos avec et dans la matière se représente en fonction de
la distance radiale r, 𝜆 = √(2)𝐺𝐹𝑛𝑒(𝑟), où 𝐺𝐹 est la constante de Fermi et 𝑛𝑒 la densité des électrons.
3 Dans cet article, comme souvent dans les publications, les changements de saveur induits par le mélange des neutrinos dans la
matière sont parfois nommés « oscillations », en dépit du constat récent et légitime que ce terme ne distingue pas les oscillations
induites par la matière des oscillations dans le vide.
71
4.1.1 Le cas adiabatique. Les graphiques ci-dessus présentent les états propres d’énergie des
neutrinos en fonction de la densité électronique 𝑛𝑒, selon les deux hypothèses d’ordre des masses.
Lorsque la densité et le potentiel d’interaction avec la matière varient lentement, un neutrino apparu
dans un milieu très dense se propagera adiabatiquement en tant qu’état propre de matière le long des
lignes continues présentées dans les graphiques. Puis, le neutrino sortira de la supernova sous la forme
de l’état propre de masse illustré par l’intersection avec l’axe délimitant le vide, à 𝑛𝑒 = 0. Concernant
les antineutrinos, le potentiel d’interaction est négatif. Alors qu’un état de neutrino se propagera
adiabatiquement depuis la droite, un état initial d’antineutrino se propagera sans transfert thermique
72
depuis la gauche. Les lignes pointillées des graphiques représentent l’énergie des états propres de
saveur.
Les neutrinos peuvent subir des changements de saveurs résonants aux intersections des lignes
pointillées, qui correspondent aux niveaux spécifiques de densité électronique 𝑛𝑒. Il existe deux
potentiels résonants d’interaction avec la matière, correspondant aux deux différences de masse au
carré 𝛥𝑚3𝑙2 et 𝛥𝑚12
2 , à différentes échelles, nommées respectivement H et L. Les graphiques
démontrent que la résonance H concerne les neutrinos dans le cas de l’ordre des masses normal
(densité de résonance H pour 𝑛𝑒 > 0) et qu’elle concerne les antineutrinos dans le cas de l’ordre des
masses inversé (densité de résonance H pour 𝑛𝑒 < 0). La résonance L concerne les neutrinos dans les
deux modèles d’ordre des masses (densité de résonance L pour 𝑛𝑒 > 0 dans les deux cas).
Au cours d’une supernova, la conversion adiabatique soumet les neutrinos qui s’échappent de la
supernova à une densité de matière nulle, aux changements de saveur suivants (régis par la
résonance H) :
𝐹𝑣𝑒= 𝐹𝑣𝑥
0 (ordre des masses normal) (1)
𝐹𝑣𝑒= sin2 𝜃12 𝐹𝑣𝑒
0 + cos2 𝜃12𝐹𝑣𝑥0 (ordre des masses inversé) (2)
et
𝐹𝑣𝑒̅̅ ̅ = cos2 𝜃12𝐹𝑣𝑒̅̅ ̅0 + sin2 𝜃12 𝐹𝑣𝑥̅̅̅̅
0 (ordre des masses normal) (3)
𝐹𝑣𝑒̅̅ ̅ = 𝐹𝑣𝑥̅̅̅̅0 (ordre des masses inversé) (4)
où 𝐹(𝑣𝑖) représente le flux d’une saveur donnée (𝐹(𝑣𝑥) correspond indifféremment au flux de neutrinos
ou d’antineutrinos électroniques ou tauiques). À partir de ces expressions, dans le cas de l’ordre des
masses normal, on constate que le flux de saveur 𝑣𝑒 présente un spectre (habituellement plus chaud)
identique à celui de 𝑣𝑥. Les antineutrinos électroniques ne sont que partiellement transformés. En
revanche, dans le cas de l’ordre des masses inversé, les antineutrinos sont totalement transformés,
alors que les neutrinos ne le sont que partiellement. Il convient de noter que pour obtenir des effets
d’oscillation observables, les spectres initiaux des saveurs doivent être suffisamment différents.
4.1.2 Les cas non adiabatiques. La propagation des neutrinos peut être adiabatique au cours
d’une supernova, lorsque les potentiels d’interaction avec la matière varient de façon régulière.
Toutefois, étant donné que ce potentiel d’interaction avec la matière peut présenter des discontinuités
73
liées aux fronts du choc, les variations de densité de la matière peuvent aussi se produire de manière
non adiabatique. Si un neutrino rencontre une discontinuité de la matière lors de sa propagation, alors
une probabilité PH qu’un neutrino atteigne un niveau d’énergie qui le ferait osciller s’applique. Le
calcul de cette probabilité nécessite une connaissance détaillée du profil de la masse volumique de la
supernova. Les signatures de la discontinuité du choc, dépendantes du temps et de l’énergie, peuvent
apparaître sur le signal observé, car la discontinuité de matière traverse l’espace en même temps que
l’onde de choc se propage. En principe, la propagation de l’onde de choc dans le signal neutrino
pourrait donc être perçue comme une modulation du contenu en saveurs, dépendante du temps et de
l’énergie.
Notons que certains de ces effets pourraient être éliminés par des fluctuations stochastiques de la
matière, c’est-à-dire des composants hétérogènes aléatoires de l’éjecta dont la présence est plausible
au cours d’une supernova. Ces effets font l’objet d’un grand nombre d’études récentes. Les effets de
matière interagissent tout aussi bien avec les oscillations auto-induites, décrites dans la section 4.2.
4.1.3. Les effets de matière sur Terre. Les neutrinos se propagent en tant qu’états de masse
après s’être échappés de la supernova. Lorsqu’ils atteignent la Terre, ils ont encore plus de chances
d’osciller s’ils se propagent à travers la matière terrestre. Le contenu en saveurs varie en fonction de
l’énergie selon les effets de matière produits lorsque les neutrinos traversent la Terre. Cet effet minime
est observable par de massifs détecteurs à haute résolution en énergie.
[…]
4.2. Les oscillations auto-induites
Les effets de saveurs exotiques se produisent lorsque la densité de neutrinos est suffisamment élevée
pour que l’énergie potentielle liée aux interactions neutrino-neutrino ne soit plus ignorée. Les
publications au sujet de cette vaste phénoménologie des effets non linéaires sont abondantes. Bien
que l’on n’ait pas encore réussi à mettre en évidence des signatures physiques quantitatives robustes
de l’ordre des masses, ce domaine demeure l’objet d’études théoriques intenses et prometteuses.
Sur la base d’une asymétrie de saveurs adéquate, les effets dits « collectifs » des conversions de
paires 𝜈𝑒𝜈�̅� → 𝜈𝑥 𝜈𝑥̅̅̅ peuvent se produire. L’anisotropie du flux de neutrinos peut aussi avoir son
importance, sachant que le potentiel d’auto-interaction dépend du facteur
angulaire 1 — vq · vp = 1 - 𝑐𝑜𝑠 𝜃𝑝𝑞, où vq et vp représentent la vitesse des neutrinos en interaction et
74
θpq l’angle qui les sépare. La prise en compte de cette dépendance angulaire a des répercussions
significatives sur les flux, en raison des effets d’angles multiples, mais elle reste difficile à calculer.
Cependant, à certaines conditions, on peut prévoir avec certitude des particularités dues aux
oscillations auto-induites. Parmi les effets observables sur les flux de neutrinos visibles au cours d’une
supernova, on distingue les « superpositions spectrales » d’une part, lorsqu’une saveur se transforme
intégralement en une autre, et les « coupures spectrales » d’autre part, lorsque l’oscillation a lieu au-
dessus ou au-dessous un seuil précis d’énergie. Dans les faits, on obtient un spectre irrégulier qui
s’éloigne d’une forme quasi thermique […]. Que ce soit les neutrinos ou les antineutrinos qui oscillent
et quelle que soit la façon dont ils oscillent, ce processus dépend à la fois de l’ordre des masses et de
la grandeur des potentiels d’interaction de saveur neutrino-neutrino. On s’attend à un potentiel élevé
d’interaction dans la matière, qui réprimerait les oscillations auto-induites.
[…]
Les oscillations auto-induites ont lieu dans des conditions qui évoluent avec le temps, c’est
pourquoi des effets complexes dépendants du temps peuvent se produire. Dans la section sur les
signatures de l’ordre des masses, nous nous intéresserons aux premiers instants de la supernova : la
première seconde, à savoir la neutronisation et éventuellement, le début de l’accrétion. Les
oscillations auto-induites ne représentent qu’une part minoritaire des effets qui surviennent dans ces
premiers instants.
Jusqu’à aujourd’hui, le modèle à trois saveurs conditionnait la plupart des études menées sur
l’oscillation des neutrinos au cours des supernovæ. Il est intéressant de souligner que la
phénoménologie pourrait être profondément modifiée par l’existence de saveurs stériles
supplémentaires. Nous n’aborderons cependant pas ce sujet dans cet article.
5. La détection des neutrinos
Dans cette section, nous résumons les points les plus importants à propos de la détection des
neutrinos et de leurs détecteurs.
5.1. Les interactions de neutrinos dans le cadre de la détection des neutrinos provenant de supernovæ
Les neutrinos de très faible énergie, de quelques MeV seulement, interagissent avec les électrons, les
protons et les noyaux à travers les canaux de courant chargé (CC) ou de courant neutre (NC pour
« neutral current »). Les observables sont alors des produits neutres ou chargés des interactions. Il
75
peut s’agir de particules cibles directement diffusées, ou encore de produits de la désexcitation
nucléaire (rayons gamma ou nucléons éjectés).
L’énergie des neutrinos issus de l’effondrement gravitationnel culmine à quelques dizaines de
MeV et seule une infime portion est supérieure à 100 MeV. Par conséquent, les neutrinos
électroniques ne dépassent presque jamais le seuil du CC de réaction avec les noyaux. En effet, les
seuils de production de saveurs muoniques et tauiques par interactions CC avec le noyau sont
respectivement d’environ 100 MeV et 3,5 GeV. Ceci explique que seules les saveurs 𝜈𝑒, 𝜈�̅� et 𝜈𝑥
puissent être observées dans des canaux distincts, alors que toutes les saveurs de neutrinos et
d’antineutrinos sont représentées dans le sursaut de neutrinos. Le contenu en saveur 𝜈𝑥 est visible
dans le sursaut grâce aux interactions de NC.
Jusqu’à présent, la désintégration bêta inverse (IBD) des protons 𝜈�̅� + 𝑝 → 𝑛 + 𝑒+ représente
l’interaction la plus observée en termes expérimentaux. Cette interaction est prédominante pour les
détecteurs comportant un grand nombre de protons libres, ce qui recouvre tous les grands
observatoires à neutrinos en fonctionnement aujourd’hui (voir section 5.2). D’une part, l’IBD possède
une grande section efficace. D’autre part, son produit observable principal, le positron, acquiert une
énergie qui suit plutôt bien celle du neutrino. Par conséquent, en mesurant la perte d’énergie du
positron, on peut dégager une mesure par spectre des 𝜈�̅�. Avec certains détecteurs, on capture un
neutron (sur des protons libres ou un absorbant neutronique comme Gd), ce qui identifie
vraisemblablement l’IBD et donc les 𝜈�̅�.
[…]
5.2. Les observatoires de neutrinos provenant de supernovæ
Les sections efficaces des neutrinos et de la matière sont si petites qu’il faut quelques kilotonnes de
masse active du détecteur pour observer une centaine d’événements au cours d’une supernova
d’environ 10 kpc. En général, les détecteurs de neutrinos des supernovæ sont installés sous terre, dans
le but de réduire le bruit de fond cosmologique. Il existe tout de même certains détecteurs proches ou
au-dessus de la surface.
Les détecteurs de neutrinos de plusieurs kilotonnes sont répartis en trois catégories : les
scintillateurs liquides (en hydrocarbure), les chambres à projection temporelle à argon liquide et les
détecteurs Cherenkov à eau (volumes homogènes d’imagerie ou détecteurs photosensibles en longues
lignes enfouis dans l’eau ou dans la glace). Parmi les détecteurs Cherenkov, les imageurs sont en
mesure de reconstruire l’énergie et le temps événement par événement. En revanche, les détecteurs
en longues lignes dressent un profil temporel grâce à l’excès de bruit des impacts de photons uniques.
76
Il existe d’autres types de détecteurs de neutrinos provenant de supernovæ, tels que les détecteurs de
matière noire et les détecteurs à plomb, sensibles aux reculs nucléaires de faible énergie.
Les détecteurs à eau et les scintillateurs font partie des grands détecteurs, ils possèdent chacun
une quantité élevée de protons libres et sont essentiellement sensibles aux antineutrinos électroniques
à travers l’IBD. En comparaison, l’argon liquide est principalement sensible aux neutrinos
électroniques. Il est possible d’identifier d’autres canaux à différents degrés dans tous les détecteurs,
mais ils demeurent minoritaires.
[…]
6. Étude physique de la masse des neutrinos à partir des neutrinos provenant de supernovæ
Dans cette section, nous verrons quelles sont les perspectives d’identification des paramètres des
neutrinos à l’aide du signal de la supernova. Dans certains cas, la sensibilité prévue à un effet
dépendant de la masse peut être facilement quantifiée. En revanche, dans les autres cas, la nature
spécifique du flux de neutrinos et du spectre n’est pas assez connue pour quantifier cette sensibilité,
même si la qualité du signal est généralement comprise. Les effets d’auto-interaction en sont un
exemple particulièrement flagrant. Toutefois, si les physiciens détectent un signal en provenance
d’une explosion dans la Voie lactée, il est certain qu’ils déploieront tous les moyens possibles pour
en tirer un maximum d’informations.
6.1. Échelle de masse absolue
L’émission de neutrinos en provenance d’une supernova fournit des informations sur l’échelle de
masse absolue des neutrinos. En effet, les neutrinos sont massifs et subissent donc un retard qui
dépend de l’énergie.
[…]
À l’époque, les limites de masse des neutrinos d’environ 20 eV/c2 fondées sur le laps de temps
d’observation des neutrinos émis lors de SN 1987A se rapprochaient des limites établies en
laboratoire. Néanmoins, les meilleures limites actuelles, tirées des résultats d’expériences sur la
désintégration bêta du tritium, s’élèvent environ à 2 eV/c2 (avec des contraintes cosmologiques plus
strictes, bien que dépendantes du modèle). Pour une distance parcourue de 10 kpc, les neutrinos
massifs de quelques dizaines de MeV enregistrent un retard de moins de plusieurs dizaines de
millisecondes. Si les neutrinos étaient tous émis simultanément, la durée de l’événement
d’observation d’un neutrino nous fournirait de plus amples informations à propos de l’échelle de
masse absolue. Toutefois, l’échelle de temps de l’émission, soit une dizaine de secondes, dépasse
77
largement le retard habituel. Il faut donc chercher des signatures de l’échelle de masse dans le court
instant du modèle d’arrivée, dépendant de l’énergie. Plus les énergies observées sont faibles, plus le
retard sera élevé et la sensibilité accrue. La sensibilité n’a qu’une faible dépendance à la distance :
plus la distance augmente, plus le retard augmente. Cependant, les chiffres observés diminuent avec
le carré inverse de la distance. Il faut disposer d’un grand nombre de données statistiques, d’une
bonne résolution en énergie et de seuils peu élevés. En outre, la sensibilité pourrait être améliorée
avec une structure temporelle distincte (comme l’interruption du flux de neutrinos en raison d’un
effondrement menant à un trou noir) ou encore avec l’observation du signal d’une onde
gravitationnelle d’effondrement de cœur. De nombreuses publications estiment que sensibilités des
expériences en cours et futures seront à une fraction d’eV près. Ces résultats sont plus précis que les
limites actuelles, mais ne le sont pas autant que les expériences de la prochaine génération comme
KATRIN.
6.2. Les signatures de l’ordre des masses
Dans cet article, nous passons en revue un échantillon de signatures robustes de l’ordre des
masses, dont la dépendance au modèle de la supernova est aussi faible que possible. Nous laissons de
côté les signatures dépendantes des effets d’auto-interaction des neutrinos, car nous en avons
actuellement compréhension limitée. Pourtant, ces effets pourraient finalement avoir d’importantes
répercussions sur le signal.
6.2.1. Le pic de neutronisation. Observer le pic de neutronisation représente probablement la
perspective la plus robuste pour déterminer l’ordre des masses au cours de l’explosion de la
supernova. Le pic de neutronisation pourrait presque être qualifié de chandelle standard : sa
luminosité en fonction du temps est quasiment indépendante du modèle […]. Le neutrino électronique
y est hautement majoritaire. Ces neutrinos fuient les zones où l’asymétrie des leptons est si élevée
que l’auto-interaction a des effets négligeables. C’est pourquoi l’on estime que seuls les effets MSW
affectent le pic, indépendamment de l’ordre des masses. L’interprétation du signal en est largement
simplifiée.
Selon les équations (1) et (2), le flux 𝜈𝑒 est remplacé en totalité par 𝜈𝑥 dans le cas de l’ordre des
masses normal. Il n’y a que peu de 𝜈𝑒 à observer au cours du pic de neutronisation, car la quantité de
𝜈𝑥 est également très faible. En revanche, dans le cas de l’ordre des masses inversé, 𝜈𝑒 n’est que
partiellement remplacé (voir les équations (3) et (4)). En d’autres termes, le pic de neutronisation est
réprimé en ordre des masses inversé, mais l’est de manière encore plus significative en ordre des
masses normal. La signature de l’ordre des masses normal représente donc un pic de neutronisation
absent ou fortement réprimé dans un détecteur sensible aux 𝜈𝑒, tandis que la signature de l’ordre des
78
masses inversé est un pic de neutronisation observable. L’absence d’observation d’autres saveurs à
l’instant du pic de ne, dans les détecteurs sensibles aux courants neutres pourrait renforcer une telle
interprétation.
Il devrait être possible d’observer cette répression plus ou moins facilement grâce aux détecteurs
à argon liquide, ou bien aux grands détecteurs à eau qui permettent de voir les 𝜈𝑒 à travers la diffusion
élastique.
6.2.2. Les premiers instants. L’ordre des masses peut être restreint de façon relativement efficace,
d’une part en intégrant l’échelle de temps de quelques centaines de millisecondes suivant le pic de
neutronisation, et d’autre part en tenant compte de la forme générale des premiers instants, alors que
la phase d’accrétion remplace le pic de neutronisation. À ce stade, les 𝜈𝑒 constituent la majeure partie
du flux. Au début de l’accrétion, les oscillations pourraient être régies par les effets MSW, comme au
cours du pic de neutronisation. La compréhension de la signature de l’ordre des masses serait donc
relativement robuste.
Les neutrinos électroniques prédominent lors des 50 premières millisecondes, et nous estimons
que l’ordre des masses inversé fournit un signal 𝜈𝑒 plus riche en événements, comme vu en 6.2.1.
Après 60 millisecondes environ, lors de la phase d’accrétion, la plupart des signaux observés à l’aide
d’un détecteur à grande quantité de données seront constitués de 𝜈�̅�. Dans ce cas précis d’oscillations
à effet MSW, les 𝜈�̅� ne se seront majoritairement pas transformés en ordre des masses normal, tandis
qu’ils seront en grande partie remplacés par 𝜈𝑥 en ordre des masses inversé, le flux de 𝜈𝑥 étant moins
important à ce stade. Par conséquent, le signal comportant le plus d’événements est celui de l’ordre
des masses normal.
En conclusion, l’ordre des masses inversé donne un profil temporel plus plat, tandis que l’ordre
des masses normal fournit un profil temporel nettement plus en hausse en 𝜈�̅�. IceCube, détecteur
particulièrement sensible aux 𝜈�̅�, peut si bien suivre les premiers instants qu’il permet d’en distinguer
les formes.
6.2.3. Les effets d’onde de choc. La densité évolue de manière discontinue tandis que l’onde de
choc traverse la matière stellaire sus-jacente. Les effets MSW se produisent lorsque le potentiel
d’interaction avec la matière correspond au potentiel nécessaire à un neutrino pour qu’il change d’état
quantique. Sachant que le potentiel d’interaction avec la matière évolue avec le temps, une oscillation
peut alors survenir et entraîner une modification du contenu en saveurs en fonction du temps. Le
signal spécifique serait donc dépendant de l’ordre des masses. Soulignons que les effets d’auto-
interaction des neutrinos peuvent aussi être affectés par l’onde de choc au cours de cette phase.
79
6.2.4. Les superpositions et les coupures spectrales. La « coupure spectrale », due aux effets
collectifs, peut avoir des répercussions spectaculaires (dépendant de l’ordre des masses) sur le spectre
de neutrinos provenant de supernovæ en fonction du temps. Cette coupure spectrale induit une
superposition des spectres des saveurs du neutrino sous ou au-delà d’un certain seuil d’énergie, qui
dépend à la fois des luminosités initiales relatives des saveurs des neutrinos et des antineutrinos, selon
la hiérarchie. Les résultats en termes d’observation sont des formes spectrales non thermiques pour
les neutrinos et les antineutrinos […] Ces distorsions spectrales non thermiques peuvent également
suivre la propagation de l’onde de choc.
Les publications décrivant ce type de signature sont tellement divergentes que cette signature ne
peut pas encore être envisagée comme robuste. Toutefois, il existe potentiellement des signatures
multiples à différentes étapes de l’évolution stellaire.
6.2.5. Les effets de matière sur Terre. Pour finir, les neutrinos atteignent la Terre en tant
qu’états de masse et peuvent traverser de la matière avant de rencontrer un détecteur. Au sein de la
Terre, ils subissent des effets de matière classiques qui modulent leur spectre en fonction de la distance
et des densités de matière traversées. Cette situation engendre également des effets dépendants de la
saveur sur l’ordre des masses (voir section 4.1.3). Des ondulations spectrales d’une fréquence de
quelque 10 MeV et d’une amplitude de quelques pourcentages se produisent dans les antineutrinos
en ordre des masses normal et dans les neutrinos dans l’ordre des masses inversé. En analysant un
spectre d’énergie correctement mesuré à l’aide des séries de Fourier, on pourrait identifier l’ordre des
masses en fonction de la présence ou non d’un pic dans les canaux adéquats.
Cet effet est relativement bien compris par la communauté scientifique. Cependant, l’ombre de la
Terre et des spectres des saveurs initiales suffisamment différents sont nécessaires durant la phase de
refroidissement. Pour comprendre ces ondulations du point de vue de l’observation, la difficulté est
d’avoir à la fois une résolution en énergie correcte et une vaste quantité de données statistiques. Le
meilleur candidat serait un scintillateur de grande taille comme JUNO, dont la résolution en énergie
est excellente. Pourtant, dans certains modèles plus optimistes, on pourrait observer une différence
entre les signaux captés par des détecteurs Cherenkov à eau de grande taille, en raison de la matière
terrestre. En effet, la distance traversée par ces signaux varie dans le manteau terrestre.
6.2.6. Les supernovæ thermonucléaires. Pour finir, nous aborderons le cas de la supernova
thermonucléaire, dite de type Ia. Comme évoqué plus haut, le mécanisme physique de ces supernovæ
est différent de l’effondrement gravitationnel et se révèle bien plus pauvre en neutrinos. Ce
mécanisme est mal connu, mais on estime qu’il suit deux scénarios possibles : le modèle « Transition
Déflagration-Détonation » (DDT) ou le modèle « Détonation par confinement gravitationnel »
80
(GCD). Néanmoins, on s’attend à ce qu’un scénario DDT produise des neutrinos, même si ce flux
resterait faible et moins élevé de quelques ordres de grandeur par rapport à l’effondrement
gravitationnel. Dans le cas des modèles DDT les plus généreux en neutrinos, Hyper-K pourrait
détecter une poignée d’événements à 10 kpc, alors que Super-K et DUNE en capteraient quelques-
uns à 1 kpc. Pour le modèle GCD, la sensibilité à la distance serait respectivement réduite à 1 kpc
pour Hyper-K et 0,3 kpc environ pour Super-K et DUNE. En ce qui concerne la détermination de
l’ordre des masses, l’observation d’une supernova thermonucléaire a l’avantage de présenter
uniquement des effets d’oscillations purement MSW. Aucune auto-interaction ne vient perturber les
interprétations. De plus, si une supernova de Type Ia se produit suffisamment proche de nous, nous
serions peut-être capables d’en comprendre le mécanisme en l’observant de près via des canaux
électromagnétiques. Dans l’hypothèse où nous comprenons ce mécanisme, les détecteurs du futur
nous permettront alors de distinguer l’ordre des masses à 1σ dans le cas de supernovæ de type Ia, à
environ 3 kpc de distance pour le scénario DDT et 0,5 pour le scénario GDC […].
Soulignons enfin que de récentes études ont porté sur le signal neutrino provenant des supernovæ
à instabilité de paire. Ces dernières font partie des supernovæ plus rares et superlumineuses, nées de
cœurs extrêmement massifs constitués d’oxygène et de carbone. Les photons s’y transforment en
paires d’électrons et de positrons, ce qui entraîne l’effondrement du cœur suivi de l’explosion
thermonucléaire. En principe, les neutrinos émis lors de cette explosion pourraient présenter des effets
observables dépendant de l’ordre des masses. Toutefois, le signal neutrino est aussi faible que pour
les supernovæ de type 1a. Pour l’observer, il faudrait que l’explosion soit proche de nous.
7. Conclusion
Pour conclure, une supernova à effondrement de cœur se produisant dans notre galaxie ou à proximité
serait une formidable source d’informations sur le flux de neutrinos, en termes de saveurs, d’énergie
et de temps. Ce signal fournirait des données sur les propriétés des neutrinos, y compris sur leurs
masses. Les informations sur l’échelle de masse absolue ne seront probablement pas au niveau de
celles recueillies par les expériences terrestres de la prochaine génération, mais celles sur l’ordre des
masses pourraient bien l’être. Le tableau 4 résume le grand nombre de signatures de robustesse
variable. Au fur et à mesure que la compréhension de la phénoménologie des supernovæ à
effondrement de cœur progressera, la robustesse des signatures évoluera aussi. Les expériences
terrestres fourniront probablement des informations sur l’ordre des masses plus tôt que prévu. Si c’est
le cas, il ne peut être que profitable d’extraire d’autres données à partir des supernovæ. Cet article
met en évidence les aspects de la phénoménologie pour lesquels des données tirées d’expériences sur
les neutrinos permettront de délimiter les interprétations astrophysiques.
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