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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.

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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.

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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.

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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.

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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

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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

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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

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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-

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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.

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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

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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.

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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.