Exploiting synergies between neutrino telescopes for the next galactic core-collapse supernova

Observing and characterizing the next galactic core-collapse supernova will be a critical step for neutrino experiments. Extracting information about the supernova progenitors and neutrino properties within minutes after an observation will in particular be crucial in order to optimize analysis strategies at other observatories. Moreover, certain classes of progenitors, with strong magnetic fields, could give rise to gamma-ray bursts but have been underinvestigated to date. In this contribution we propose a strategy to combine results from next-generation neutrino experiments, focusing notably on the determination of the progenitor mass and the neutrino mass ordering. Additionally, we investigate the impact of strong magnetic fields on neutrino observations, and demonstrate the detectability of the associated effects in upcoming experiments

Instabilités hydrodynamiques dans l'effondrement du cœur d'une étoile en rotation avant son explosion en supernova

At the end of their lives, massive stars explode and produce a phenomenon called a supernova. It begins when the fusion reactions in the core of the star run out of fuel. The core of the star collapses until it becomes so dense that the nuclear forces counteract the gravity, creating a rebound. The inner core then gives rise to a compact star, a protoneutron star (PNS) with a radius of ~50 km at its formation.The shock wave generated by this bounce then propagates towards the collapsing outer layers. However, the energy of this shock is not enough for it to reach the star's surface directly. It becomes stationary at a radius of ~ 200 km. The explosion of the star into a supernova depends on the ability of this shock to be revived and reach the star's surface. The interaction between matter and neutrinos plays an essential role in these dynamics. Neutrinos emitted by the cooling PNS can be absorbed by the dense matter beneath the shock. The resulting heating induces a swelling of the shock.The development of hydrodynamic instabilities affects the absorption efficiency of neutrinos under the stationary shock wave. Among these instabilities, convection is favoured by the establishment of a negative entropy gradient. Convective motions prolong the exposure of matter to the neutrino flux.On the other hand, the stationary accretion shock instability (SASI) is due to a cycle between acoustic waves and the advection of entropy and vorticity perturbations, generated by the shock deformation. By its spiral geometry, it allows a local increase of the density which increases the probability of interaction of neutrinos with matter.In this thesis, we present a linear analysis (analytical and numerical) of these two instabilities, allowing us to establish the parameter domains for which each instability dominates the flow dynamics. We also investigate the impact of rotation on these domains. The effect of rotation on these instabilities is still poorly known and is an open question in the supernova community.In the absence of rotation, the intensity of neutrino heating, evaluated through χ ∼ 3 parameter comparing the flotation time and the advection time, allows the distinction between the SASI domain and the convective domain. We demonstrate the shortcomings of this criterion and suggest another, more general, criterion to determine the convective growth threshold. Contrary to the results found by Foglizzo et al. (2006}, we show that the transition from SASI to convection does not occur for a threshold value of χ ∼ 3 but on a heating domain such that χ ∈ [3, 4]. We then present an analysis of the influence of rotation on the linear growth of these instabilities. For slow rotations, the instability criterion based on the χ parameter decreases. If the rotation exceeds 10% of the Keplerian rotation at the PNS surface, then mixed SASI/convection/rotation modes appear at large scales. For strong rotations (>30% of the Keplerian rotation at the PNS surface), the influence of the χ parameter on both the growth rate and the frequency of the most unstable mode becomes negligible. This weak dependency indicates that convection no longer plays a role in the dominant instability, which is of rotational origin. In this regime, the interpretation of the measured gravitational wave frequencies can be facilitated because the frequency of the dominant mode is directly related to the rotation rate of the star's core.À la fin de leur vie, les étoiles massives explosent et produisent un phénomène appelé supernova. Tout commence lorsque les réactions de fusion au cœur de l'étoile s'épuisent. Le cœur de l'étoile s'effondre jusqu'à devenir si dense que les forces nucléaires contrebalancent la gravité, créant un rebond. Le cœur interne donne alors naissance à un astre compact, une protoétoile à neutrons (PNS) d'un rayon de ~50 km à sa formation.L'onde de choc générée par ce rebond se propage alors vers les couches extérieures, continuant à s'effondrer. Cependant, l'énergie de ce choc n'est pas immédiatement suffisante pour qu'il atteigne directement la surface de l'étoile. Il devient stationnaire à un rayon de ~ 200 km. L'explosion de l'étoile en supernova dépend de la capacité de ce choc à être relancé pour atteindre la surface de l'étoile. L'interaction entre la matière et les neutrinos joue un rôle essentiel dans cette dynamique. Les neutrinos émis par la PNS peuvent être absorbés par la matière dense se trouvant sous le choc. Le chauffage qui en résulte induit un gonflement du choc. Le développement d'instabilités hydrodynamiques affecte l'efficacité d'absorption des neutrinos sous l'onde de choc stationnaire. Parmi les instabilités, la convection est favorisée par l'établissement d'un gradient négatif d'entropie. Les mouvements convectifs prolongent l'exposition de la matière au flux de neutrinos. D'autre part, l'instabilité du choc d'accrétion stationnaire (SASI) est due à un cycle entre des ondes acoustiques et l'advection des perturbations d'entropie et de vorticité générée par la déformation du choc.Par sa géométrie spirale, elle permet une augmentation locale de la densité et augmente aussi la probabilité d'interaction des neutrinos avec la matière.Dans cette thèse, nous présentons une analyse linéaire (analytique et numérique) de ces deux instabilités, permettant d'établir les domaines de paramètres pour lesquels chacune des instabilités domine la dynamique du flot. Nous étudions ensuite l'impact de la rotation sur ces domaines. Cet effet de la rotation sur les instabilités est encore peu étudié et est une question ouverte dans la communauté. En absence de rotation, l'intensité du chauffage de la matière par les neutrinos, évaluée à travers un paramètre χ de comparaison du temps de flottaison et du temps d'advection, permet la distinction entre le domaine de SASI et le domaine convectif. Nous démontrons les lacunes de ce critère et proposons une autre méthode, plus générale, afin de déterminer le seuil de croissance de la convection. Contrairement aux résultats trouvés par Foglizzo et al. (2006), nous montrons que la transition d'un domaine SASI à un domaine convectif ne se fait pas pour une valeur seuil χ ∼ 3 mais sur un domaine de chauffage tel que χ ∈ [3, 4]. Nous présentons ensuite une analyse de l'influence de la rotation sur la croissance linéaire de ces instabilités. Pour des rotations lentes, le critère d'instabilité fondé sur le paramètre χ diminue. Si la rotation excède 10% de la rotation Képlérienne à la surface de la PNS, alors des modes mixtes SASI/convection/rotation apparaissent à grande échelle. Pour les rotations fortes (>30% de la rotation Képlérienne à la surface de la PNS), l'influence du paramètre χ sur le taux de croissance et sur la fréquence du mode le plus instable devient négligeable. Cette faible dépendance indique que la convection ne joue alors plus de rôle dans l'instabilité dominante qui est d'origine rotationnelle. Dans ce régime, l'interprétation des fréquences mesurées en ondes gravitationnelles peut être facilitée car la fréquence du mode dominant est directement liée au taux de rotation du cœur de l'étoile

Instabilités hydrodynamiques dans l'effondrement du cœur d'une étoile en rotation avant son explosion en supernova

At the end of their lives, massive stars explode and produce a phenomenon called a supernova. It begins when the fusion reactions in the core of the star run out of fuel. The core of the star collapses until it becomes so dense that the nuclear forces counteract the gravity, creating a rebound. The inner core then gives rise to a compact star, a protoneutron star (PNS) with a radius of ~50 km at its formation.The shock wave generated by this bounce then propagates towards the collapsing outer layers. However, the energy of this shock is not enough for it to reach the star's surface directly. It becomes stationary at a radius of ~ 200 km. The explosion of the star into a supernova depends on the ability of this shock to be revived and reach the star's surface. The interaction between matter and neutrinos plays an essential role in these dynamics. Neutrinos emitted by the cooling PNS can be absorbed by the dense matter beneath the shock. The resulting heating induces a swelling of the shock.The development of hydrodynamic instabilities affects the absorption efficiency of neutrinos under the stationary shock wave. Among these instabilities, convection is favoured by the establishment of a negative entropy gradient. Convective motions prolong the exposure of matter to the neutrino flux.On the other hand, the stationary accretion shock instability (SASI) is due to a cycle between acoustic waves and the advection of entropy and vorticity perturbations, generated by the shock deformation. By its spiral geometry, it allows a local increase of the density which increases the probability of interaction of neutrinos with matter.In this thesis, we present a linear analysis (analytical and numerical) of these two instabilities, allowing us to establish the parameter domains for which each instability dominates the flow dynamics. We also investigate the impact of rotation on these domains. The effect of rotation on these instabilities is still poorly known and is an open question in the supernova community.In the absence of rotation, the intensity of neutrino heating, evaluated through χ ∼ 3 parameter comparing the flotation time and the advection time, allows the distinction between the SASI domain and the convective domain. We demonstrate the shortcomings of this criterion and suggest another, more general, criterion to determine the convective growth threshold. Contrary to the results found by Foglizzo et al. (2006}, we show that the transition from SASI to convection does not occur for a threshold value of χ ∼ 3 but on a heating domain such that χ ∈ [3, 4]. We then present an analysis of the influence of rotation on the linear growth of these instabilities. For slow rotations, the instability criterion based on the χ parameter decreases. If the rotation exceeds 10% of the Keplerian rotation at the PNS surface, then mixed SASI/convection/rotation modes appear at large scales. For strong rotations (>30% of the Keplerian rotation at the PNS surface), the influence of the χ parameter on both the growth rate and the frequency of the most unstable mode becomes negligible. This weak dependency indicates that convection no longer plays a role in the dominant instability, which is of rotational origin. In this regime, the interpretation of the measured gravitational wave frequencies can be facilitated because the frequency of the dominant mode is directly related to the rotation rate of the star's core.À la fin de leur vie, les étoiles massives explosent et produisent un phénomène appelé supernova. Tout commence lorsque les réactions de fusion au cœur de l'étoile s'épuisent. Le cœur de l'étoile s'effondre jusqu'à devenir si dense que les forces nucléaires contrebalancent la gravité, créant un rebond. Le cœur interne donne alors naissance à un astre compact, une protoétoile à neutrons (PNS) d'un rayon de ~50 km à sa formation.L'onde de choc générée par ce rebond se propage alors vers les couches extérieures, continuant à s'effondrer. Cependant, l'énergie de ce choc n'est pas immédiatement suffisante pour qu'il atteigne directement la surface de l'étoile. Il devient stationnaire à un rayon de ~ 200 km. L'explosion de l'étoile en supernova dépend de la capacité de ce choc à être relancé pour atteindre la surface de l'étoile. L'interaction entre la matière et les neutrinos joue un rôle essentiel dans cette dynamique. Les neutrinos émis par la PNS peuvent être absorbés par la matière dense se trouvant sous le choc. Le chauffage qui en résulte induit un gonflement du choc. Le développement d'instabilités hydrodynamiques affecte l'efficacité d'absorption des neutrinos sous l'onde de choc stationnaire. Parmi les instabilités, la convection est favorisée par l'établissement d'un gradient négatif d'entropie. Les mouvements convectifs prolongent l'exposition de la matière au flux de neutrinos. D'autre part, l'instabilité du choc d'accrétion stationnaire (SASI) est due à un cycle entre des ondes acoustiques et l'advection des perturbations d'entropie et de vorticité générée par la déformation du choc.Par sa géométrie spirale, elle permet une augmentation locale de la densité et augmente aussi la probabilité d'interaction des neutrinos avec la matière.Dans cette thèse, nous présentons une analyse linéaire (analytique et numérique) de ces deux instabilités, permettant d'établir les domaines de paramètres pour lesquels chacune des instabilités domine la dynamique du flot. Nous étudions ensuite l'impact de la rotation sur ces domaines. Cet effet de la rotation sur les instabilités est encore peu étudié et est une question ouverte dans la communauté. En absence de rotation, l'intensité du chauffage de la matière par les neutrinos, évaluée à travers un paramètre χ de comparaison du temps de flottaison et du temps d'advection, permet la distinction entre le domaine de SASI et le domaine convectif. Nous démontrons les lacunes de ce critère et proposons une autre méthode, plus générale, afin de déterminer le seuil de croissance de la convection. Contrairement aux résultats trouvés par Foglizzo et al. (2006), nous montrons que la transition d'un domaine SASI à un domaine convectif ne se fait pas pour une valeur seuil χ ∼ 3 mais sur un domaine de chauffage tel que χ ∈ [3, 4]. Nous présentons ensuite une analyse de l'influence de la rotation sur la croissance linéaire de ces instabilités. Pour des rotations lentes, le critère d'instabilité fondé sur le paramètre χ diminue. Si la rotation excède 10% de la rotation Képlérienne à la surface de la PNS, alors des modes mixtes SASI/convection/rotation apparaissent à grande échelle. Pour les rotations fortes (>30% de la rotation Képlérienne à la surface de la PNS), l'influence du paramètre χ sur le taux de croissance et sur la fréquence du mode le plus instable devient négligeable. Cette faible dépendance indique que la convection ne joue alors plus de rôle dans l'instabilité dominante qui est d'origine rotationnelle. Dans ce régime, l'interprétation des fréquences mesurées en ondes gravitationnelles peut être facilitée car la fréquence du mode dominant est directement liée au taux de rotation du cœur de l'étoile

Instabilités hydrodynamiques dans l'effondrement du cœur d'une étoile en rotation avant son explosion en supernova

At the end of their lives, massive stars explode and produce a phenomenon called a supernova. It begins when the fusion reactions in the core of the star run out of fuel. The core of the star collapses until it becomes so dense that the nuclear forces counteract the gravity, creating a rebound. The inner core then gives rise to a compact star, a protoneutron star (PNS) with a radius of ~50 km at its formation.The shock wave generated by this bounce then propagates towards the collapsing outer layers. However, the energy of this shock is not enough for it to reach the star's surface directly. It becomes stationary at a radius of ~ 200 km. The explosion of the star into a supernova depends on the ability of this shock to be revived and reach the star's surface. The interaction between matter and neutrinos plays an essential role in these dynamics. Neutrinos emitted by the cooling PNS can be absorbed by the dense matter beneath the shock. The resulting heating induces a swelling of the shock.The development of hydrodynamic instabilities affects the absorption efficiency of neutrinos under the stationary shock wave. Among these instabilities, convection is favoured by the establishment of a negative entropy gradient. Convective motions prolong the exposure of matter to the neutrino flux.On the other hand, the stationary accretion shock instability (SASI) is due to a cycle between acoustic waves and the advection of entropy and vorticity perturbations, generated by the shock deformation. By its spiral geometry, it allows a local increase of the density which increases the probability of interaction of neutrinos with matter.In this thesis, we present a linear analysis (analytical and numerical) of these two instabilities, allowing us to establish the parameter domains for which each instability dominates the flow dynamics. We also investigate the impact of rotation on these domains. The effect of rotation on these instabilities is still poorly known and is an open question in the supernova community.In the absence of rotation, the intensity of neutrino heating, evaluated through χ ∼ 3 parameter comparing the flotation time and the advection time, allows the distinction between the SASI domain and the convective domain. We demonstrate the shortcomings of this criterion and suggest another, more general, criterion to determine the convective growth threshold. Contrary to the results found by Foglizzo et al. (2006}, we show that the transition from SASI to convection does not occur for a threshold value of χ ∼ 3 but on a heating domain such that χ ∈ [3, 4]. We then present an analysis of the influence of rotation on the linear growth of these instabilities. For slow rotations, the instability criterion based on the χ parameter decreases. If the rotation exceeds 10% of the Keplerian rotation at the PNS surface, then mixed SASI/convection/rotation modes appear at large scales. For strong rotations (>30% of the Keplerian rotation at the PNS surface), the influence of the χ parameter on both the growth rate and the frequency of the most unstable mode becomes negligible. This weak dependency indicates that convection no longer plays a role in the dominant instability, which is of rotational origin. In this regime, the interpretation of the measured gravitational wave frequencies can be facilitated because the frequency of the dominant mode is directly related to the rotation rate of the star's core.À la fin de leur vie, les étoiles massives explosent et produisent un phénomène appelé supernova. Tout commence lorsque les réactions de fusion au cœur de l'étoile s'épuisent. Le cœur de l'étoile s'effondre jusqu'à devenir si dense que les forces nucléaires contrebalancent la gravité, créant un rebond. Le cœur interne donne alors naissance à un astre compact, une protoétoile à neutrons (PNS) d'un rayon de ~50 km à sa formation.L'onde de choc générée par ce rebond se propage alors vers les couches extérieures, continuant à s'effondrer. Cependant, l'énergie de ce choc n'est pas immédiatement suffisante pour qu'il atteigne directement la surface de l'étoile. Il devient stationnaire à un rayon de ~ 200 km. L'explosion de l'étoile en supernova dépend de la capacité de ce choc à être relancé pour atteindre la surface de l'étoile. L'interaction entre la matière et les neutrinos joue un rôle essentiel dans cette dynamique. Les neutrinos émis par la PNS peuvent être absorbés par la matière dense se trouvant sous le choc. Le chauffage qui en résulte induit un gonflement du choc. Le développement d'instabilités hydrodynamiques affecte l'efficacité d'absorption des neutrinos sous l'onde de choc stationnaire. Parmi les instabilités, la convection est favorisée par l'établissement d'un gradient négatif d'entropie. Les mouvements convectifs prolongent l'exposition de la matière au flux de neutrinos. D'autre part, l'instabilité du choc d'accrétion stationnaire (SASI) est due à un cycle entre des ondes acoustiques et l'advection des perturbations d'entropie et de vorticité générée par la déformation du choc.Par sa géométrie spirale, elle permet une augmentation locale de la densité et augmente aussi la probabilité d'interaction des neutrinos avec la matière.Dans cette thèse, nous présentons une analyse linéaire (analytique et numérique) de ces deux instabilités, permettant d'établir les domaines de paramètres pour lesquels chacune des instabilités domine la dynamique du flot. Nous étudions ensuite l'impact de la rotation sur ces domaines. Cet effet de la rotation sur les instabilités est encore peu étudié et est une question ouverte dans la communauté. En absence de rotation, l'intensité du chauffage de la matière par les neutrinos, évaluée à travers un paramètre χ de comparaison du temps de flottaison et du temps d'advection, permet la distinction entre le domaine de SASI et le domaine convectif. Nous démontrons les lacunes de ce critère et proposons une autre méthode, plus générale, afin de déterminer le seuil de croissance de la convection. Contrairement aux résultats trouvés par Foglizzo et al. (2006), nous montrons que la transition d'un domaine SASI à un domaine convectif ne se fait pas pour une valeur seuil χ ∼ 3 mais sur un domaine de chauffage tel que χ ∈ [3, 4]. Nous présentons ensuite une analyse de l'influence de la rotation sur la croissance linéaire de ces instabilités. Pour des rotations lentes, le critère d'instabilité fondé sur le paramètre χ diminue. Si la rotation excède 10% de la rotation Képlérienne à la surface de la PNS, alors des modes mixtes SASI/convection/rotation apparaissent à grande échelle. Pour les rotations fortes (>30% de la rotation Képlérienne à la surface de la PNS), l'influence du paramètre χ sur le taux de croissance et sur la fréquence du mode le plus instable devient négligeable. Cette faible dépendance indique que la convection ne joue alors plus de rôle dans l'instabilité dominante qui est d'origine rotationnelle. Dans ce régime, l'interprétation des fréquences mesurées en ondes gravitationnelles peut être facilitée car la fréquence du mode dominant est directement liée au taux de rotation du cœur de l'étoile

The effects of graphite and particles size on reflectance spectra of silicates.

Mercury is characterized by a globally low reflectance associated with remarkably low iron contents. Among several proposed hypothesis, to date, the most convincing explanation of the low reflectance of Mercury invokes mixing of an ancient graphite-rich crust with overlying volcanic materials via impact processes and/or assimilation of carbon into rising magmas during secondary crustal formation (e.g. Peplowski et al.2016). Even though until now graphite has not been directly observed, there are strong evidences suggesting its presence on Mercury"s surface (e.g. Denevi et al.2009; Peplowski et al.2011). The actual presence of graphite within Mercury soil may have several implications, e.g. on the late accretion history of Mercury (Hyodo et al.2021; Murchie et al.2015) or on hollow formation (Blewett et al.2016). Moreover, silicates are often associated to carbon phases in some achondrites (e.g. ureilite, Nestola et al.2020, and references therein). Evaluating in a systematic way the effect of graphite on visible and near-infrared spectroscopy of mafic mineral absorptions is thus of interest to improve our understanding of Mercury remote sensing data, and to make progress in our capability to associate carbon-rich stony meteorites to their parent bodies. Mixing graphite with silicate materials is thought to basically decrease the contrast of reflectance spectra of these materials (Murchie et al.2015). Nevertheless, systematic works addressing the influence of graphite-silicate mixtures on their reflectance spectra are still lacking. Here we mixed microcrystalline graphite with a suite of silicate materials and measured their VNIR reflectance spectra. We selected three silicate end-member compositions, namely: 1) a synthetic glass with chemical composition close to the one inferred for of the volcanic products emplaced in the Mercury"s northern volcanic plains (Vetere et al.2017), 2) a Mg-rich Gabbronorite with FeO < 3% (Secchiari et al.2018) and 3) a hawaiitic basalt (Pasquarè et al.2008). To decouple the effect of granulometry and graphite content, we produced and analyzed different granulometric classes (ranging between <50 μm and 250μm) for each end-member. In a second stage, we selected three granulometric classes (<50 μm, 75-100 μm and 150-180 μm) for each end member and we added graphite producing different samples with graphite - silicate weight ratio between 0-5% (0%, 1%, 2%, 3%, 4% and 5%) in order to encompass the inferred graphite content in Mercury"s surface (Klima et al.2018). The results of our work confirm that graphite strongly decreases the contrast of the reflectance spectra of the silicate-graphite mixtures and, in most cases, has a negligible effect on the shift of the absorption bands. However the slopes of the reflectance spectra are greatly affected by the graphite content, which tends to decrease the slope of the spectra. Our systematic study will allow to gain a better understanding of the reflectance spectra of materials mixed with opaque phases in meteorites, space-weathered surfaces and rocky planetary bodies. In particular, this investigation is expected to have a strong impact on the interpretation of reflectance measurements of Mercury. Acknowledgments: Part of this research was supported by ASI-INAF Simbio-sys agreement. E.B. and C.C. are supported also by ASI-INAF 2018-16-HH.0 (Ol-BODIES) agreement

Combining IR and X-ray microtomography data sets: application to Itokawa particles and to Paris meteorite

International audienceIn the near future, a new generation of sample return missions (Hayabusa2, OSIRIS-REx, MMX, etc.) will collect samples from small solar system bodies. To maximize the scientific outcome of laboratory studies and minimize the loss of precious extraterrestrial samples, an analytical sequence from less destructive to more destructive techniques needs to be established. In this work, we present a combined X-ray and IR microtomography applied to five Itokawa particles and one fragment of the primitive carbonaceous chondrite Paris. We show that this analytical approach is able to provide a 3-D physical and chemical characterization of individual extraterrestrial particles, using the measurement of their 3-D structure and porosity, and the detection of mineral and organic phases, and their spatial co-localization in 3-D. We propose these techniques as an efficient first step in a multitechnique analytical sequence on microscopic samples collected by space missions

Exploiting synergies between neutrino telescopes for the next galactic core-collapse supernova

International audienceObserving and characterizing the next galactic core-collapse supernova will be a critical step for neutrino experiments. Extracting information about the supernova progenitors and neutrino properties within minutes after an observation will in particular be crucial in order to optimize analysis strategies at other observatories. Moreover, certain classes of progenitors, with strong magnetic fields, could give rise to gamma-ray bursts but have been underinvestigated to date. In this contribution we propose a strategy to combine results from next-generation neutrino experiments, focusing notably on the determination of the progenitor mass and the neutrino mass ordering. Additionally, we investigate the impact of strong magnetic fields on neutrino observations, and demonstrate the detectability of the associated effects in upcoming experiments

Core-collapse supernovae: from “nu” physics to new physics

International audienceCore-collapse supernovae (CCSNe) are important astronomical events that provide crucial information about the dynamics of the Universe. Time profile of neutrinos in core-collapse supernovae is a unique and valuable source of information about the mechanism of collapsing stars and the behavior of particles in highly dense environments. However, as close-by supernovae are rare, only one observation of supernova neutrinos has been made to date. To make the most of the next galactic CCSN, observations from multiple experiments need to be combined in real-time, and the results quickly transmitted to telescopes. Locating the CCSN will notably be a major challenge and requires disentangling localization information from signatures associated with the supernova progenitor properties or the physics of the neutrinos themselves. Consequently, existing CCSN distance measurement algorithms need to assume that neutrino properties are well-predicted by the Standard Model. In this contribution we present an approach to extract and separate information about the CCSN and the physics of the neutrinos in a fast and simple way. We show how this approach can be made robust against the new physics effects most susceptible to bias CCSN measurements, by taking advantage of the diverse landscape of next-generation neutrino detectors

Réforme(s) de l’orthographe, Craintes, attentes et réactions des citoyens: Volonté et stratégies politiques,

International audienc

Faut-il réformer l'orthographe?: Craintes et attentes des Francophones

International audienc