UN FAIBLE INDICE DES NEUTRINOS LAISSÉS PAR TOUTES LES SUPERNOVAE PASSÉES

Quelques fois par seconde, quelque part dans l’univers observable, le cœur d’une étoile s’effondre. Chaque effondrement devrait libérer une énergie énorme, de l’ordre de 10⁵³ erg (10⁴⁶ joules), dont environ 99 % emportés par des neutrinos, des particules de masse presque nulle qui traversent presque toute la matière. Pourtant, les bouffées de neutrinos venues de supernovae proches n’arrivent que quelques fois par siècle. Depuis les 24 neutrinos captés de la supernova SN 1987A, en capter de nouveau est un objectif central de l’astronomie des neutrinos.

La somme de tous les effondrements depuis les premières étoiles

Il existe une autre voie. Additionnez les neutrinos de tous les effondrements de cœur depuis le début de la formation des étoiles, et vous obtenez le fond diffus de neutrinos de supernovae (DSNB, en anglais) : un flux régulier qui arrive également de toutes les directions. Son spectre — combien de neutrinos à chaque énergie — renseignerait sur la façon dont les étoiles s’effondrent, sur la part des effondrements qui forment des trous noirs, et sur l’évolution chimique des galaxies.

Les prédictions abondent. Des recherches ont été menées dans des détecteurs à eau et à scintillateur liquide, mais jusqu’ici aucune n’avait trouvé d’excès significatif, et celle-ci, on va le voir, n’est encore qu’un indice.

Un éclair, puis un neutron

Un effondrement émet tous les types de neutrinos. La plupart des recherches, celle-ci comprise, en visent un, l’antineutrino électronique (ν̄e), par une réaction sur un proton :

ν̄e + p → e⁺ + n

Le proton devient un positon (e⁺, un électron de charge positive) et un neutron. Dans la gamme d’énergie utile ici, environ 10 à 30 MeV (millions d’électronvolts), cette réaction est environ cent fois plus probable qu’un neutrino qui rebondit sur un électron.

Super-Kamiokande (SK) est une cuve d’eau géante observée par des capteurs de lumière, dans la mine de Kamioka, à Gifu, au Japon ; l’analyse en garde 22,5 kilotonnes d’eau. Une particule chargée rapide qui traverse l’eau émet un faible cône de lumière, appelée lumière Tcherenkov : celle du positon est enregistrée par des tubes photomultiplicateurs (les capteurs de lumière). Le neutron est capturé un peu plus tard par un noyau atomique, qui libère un second éclair, plus faible : au bout d’environ 200 microsecondes dans l’eau pure, d’environ 60 une fois qu’on y a dissous du gadolinium, un métal qui capture bien plus facilement les neutrons, à 0,033 %. Voir l’éclair puis la capture — « l’étiquetage du neutron » — est essentiel, car le signal attendu n’est que de quelques événements par an.

5 003 jours en six phases

Les données vont d’octobre 2008 à mars 2026 : 5 003,0 jours d’enregistrement, en six phases. Les deux premières utilisaient de l’eau pure. Puis du sulfate de gadolinium y a été dissous : 13 tonnes, puis 26,1 tonnes de plus, ce qui a fait passer la part des neutrons capturés par le gadolinium de 50 % à 75 %. La part des neutrons étiquetés a suivi : 10 à 30 % dans l’eau pure, 60 à 70 % à la plus forte concentration. En octobre 2023, une panne des bobines qui annulent le champ magnétique terrestre autour du détecteur a assombri certains capteurs pendant 191,8 jours, jusqu’aux réparations.

Courbes du nombre cumulé d’événements de 2008 à 2026, avec des bandes grises marquant les travaux sur la cuve, les ajouts de gadolinium et une panne de bobines.

Les événements candidats s’accumulent au fil des six phases : total (bleu), avec exactement un neutron étiqueté (rouge) ou non (vert) ; la courbe rouge se redresse après les ajouts de gadolinium. — Figure 4, Abe et al. (2026), arXiv:2610.35619.

Des imposteurs un million de fois plus nombreux

Les muons des rayons cosmiques (des cousins plus lourds de l’électron, nés quand les rayons cosmiques frappent la haute atmosphère) cassent des noyaux d’oxygène de l’eau en isotopes radioactifs dont les désintégrations dépassent le signal attendu jusqu’à un million contre un sous environ 20 MeV. La plupart n’émettent pas de neutron : en exiger un les élimine. Le lithium 9 fait exception : il se désintègre en un électron et un neutron, une copie parfaite du signal (demi-vie : 0,178 seconde).

Les neutrinos atmosphériques sont l’autre piège. Certains arrachent un neutron à un noyau et libèrent des rayons gamma, imitant le couple éclair-neutron. D’autres créent un muon, qui se désintègre en quelques microsecondes en un électron ; accompagné d’un neutron, ce couple imite lui aussi le signal. La nouvelle analyse ajoute :

un filtre par apprentissage automatique contre ces imposteurs à rayons gamma, qui garde 89 % du vrai signal au lieu de 79 % et divise par deux les imposteurs restants, de 10 % à 5 % ;
une façon de distinguer l’électron issu d’un muon d’une capture sur le gadolinium, au lieu de couper des événements, ce qui coûtait autrefois environ 10 % du signal ;
des incertitudes resserrées : 45 % au lieu de 70 % sur le taux de ces événements atmosphériques, 30 % au lieu de 50 % sur le lithium 9 restant.

Un choix va dans l’autre sens. Dans les années d’eau pure, parmi les événements sans exactement un neutron étiqueté, l’ajustement a trouvé une contribution supplémentaire à des énergies mesurées entre 15,5 et 21,5 MeV, à peu près aussi grande que le signal de supernovae attendu à cet endroit — très probablement, selon les auteurs, des débris de rayons cosmiques que leur modèle rate. Ils ont relevé le seuil de ces événements à 21,5 MeV dans toutes les phases, et l’ont abaissé de 15,5 à 11,5 MeV pour les événements avec exactement un neutron étiqueté. Ensemble, les deux changements coûtent 13,9 % du signal attendu.

Ce que dit 2,6 sigma, et ce qu’il ne dit pas

L’ajustement final réunit toutes les phases, six régions de données et sept ingrédients : le signal plus six bruits de fond. Avec un modèle de référence pour la forme du signal (Horiuchi et ses collègues, 2009) :

flux ajusté : 3,6 (+1,6/−1,5) antineutrinos par centimètre carré et par seconde au-dessus de 13,3 MeV, soit 4,8 (+2,2/−2,0) événements par an dans SK ;
significativité : 2,6 sigma ;
phases au gadolinium seules (1 653,7 jours) : 2,2 sigma ; phases en eau pure seules (3 349,3 jours) : 1,4 sigma — l’étiquetage des neutrons, bien meilleur avec le gadolinium, l’emporte sur une durée plus courte ;
deux autres formes de signal donnent 2,7 et 2,6 sigma ;
le flux se situe près du haut de la fourchette de 2,1 à 3,9 que prédit le modèle de référence.

Que signifie 2,6 sigma ? Si SK n’enregistrait que du bruit de fond, sans aucun neutrino de supernova, des données comme celles-ci seraient peu probables : les auteurs défavorisent cette hypothèse « rien que du bruit de fond » à un niveau de confiance de 99,5 %. C’est pourquoi ils parlent d’un indice — selon eux, le premier pour ce signal — plutôt que d’une observation.

Courbes d’une mesure de vraisemblance en fonction du flux de neutrinos, la courbe noire au plus bas près de 3,6 et remontant à flux nul entre les lignes 2 sigma et 3 sigma.

À quel point chaque flux s’accorde mal avec les données (noir : toutes les phases ; tirets : chaque phase seule) : la courbe touche son minimum près de 3,6, et à flux nul elle remonte entre les lignes 2 sigma et 3 sigma. — Figure 5, Abe et al. (2026), arXiv:2610.35619.

Un comptage plus grossier, une tension plus faible

Une vérification qui ne suppose aucune forme pour le signal — compter simplement les candidats avec un neutron étiqueté entre 13,3 et 31,3 MeV et les comparer au bruit de fond attendu — ne donne qu’une tension de 1,8 sigma. Et au-dessus de 17,3 MeV, le nouveau flux, 1,8 (+0,8/−0,7) par centimètre carré et par seconde, s’accorde dans ses incertitudes avec le 1,4 (+1,5/−1,2) trouvé par la recherche précédente de la collaboration, sur les seules données au gadolinium.