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Le Télescope à Neutrinos ANTARES
Jean-Pierre ErnenweinUniversité de Haute Alsace
(pour la collaboration ANTARES )
Journées de la SF2A 2005 , 30 juin 2005
30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 2
La collaboration ANTARES
IFICValence
IFREMER,Toulon & BrestDAPNIA, SaclayIReS, StrasbourgGRPHE, MulhouseCPPM Marseille IGRAP, MarseilleCOM, Marseille
ITEPMoscou
NIKHEFAmsterdamGroningen
Gênes
BariCatagne
Rome
Erlangen
LNS
Pise Bologne
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Pourquoi le Neutrino ?
A haute énergie : absorption des photonsA haute énergie : absorption des photons
Protons : effet GZK et courbure de la trajectoire par les champs magnétiques
– Interaction faible observations sur des distances cosmologiques, mais nécessité d’un grand volume de détection.
– Observation du cœur des sources
Avantages du neutrino :
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Sources potentielles de pour ANTARES
SOURCES GALACTIQUES
Neutrinos produits par annihilation de neutralinos (matière noire) au centre d’objets massifs (soleil, centre galactique)
SOURCES EXTRA GALACTIQUES
Noyaux actifs de galaxies
M 87, HST
Accélération dans les restes de supernovae,
Sursauts Gamma
Micro Quasars,
Pulsars,
Nébuleuse du Crabe
Centre galactique,
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Quels processus ?
Interactions hadroniques
p/A + p/ e e
Avec le
rapport 1:2:0 pour
e::
Interactions électromagnétiques
rayons X
e photons( Compton
inverse (), Emission synchrotron )RADIO OPTIQUE
M 87
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ANTARES detection principlePrincipe de détection du neutrino
č
43°2500 msous la mer
p
p,
interaction
Lumière Cherenkovinduite par le muon
Matricede
photomultiplicateurs
Mesure de la position et du temps d’arrivée des photons
Reconstruction de la trajectoiredu muon (colinéaire au neutrinoà haute énergie)
30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 7© F. Montanet
• 12 lignes• 25 étages / ligne• 3 PMs / étage• 900 PMs
~70 m
100 m
350 m14.5 m
Câbles de connection
Boîte de jonction
Câble sur 40 km jusqu’à la côte
Socle et connecteur
Déploiement de 2005 à 2007
Un étage
Profondeur : 2500m
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Détail d’un étage
Emetteur optique
Calibration en temps à l’aide de
diodes bleues
Un étage
Module Optique : PM 10 pouces
Photomultiplicateur
Bouclier magnétique
Gel Optique
LED
Sphère en verre
Carte électronique
Local Control Module (cylindre de Titane)
Contient les cartes électroniques (numérisation du signal des PMs, déclenchement, inclinomètres, positionnement acoustique, réseau)
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Près de Toulon (42º50’N, 6º10’E), à une profondeur de 2500 m.
Site ANTARES, ciel observable0
.5 sr d
e reco
uvre
men
t pe
rma
nen
t
IceCube, AMANDA (Pole Sud) 2 sr
Coordonnées galactiques
Coordonnées galactiques
Centre galactique observable pendant les 2/3 du temps de fonctionnement
ANTARES (42.5o N) 3.5 sr
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cinématique reconstruction
Résolution angulaire
Eµ >10 TeV
Estimée par simulation Monte Carlo : électronique, absorption et diffusion de la lumière Cherenkov, bruits de fond : 40K + bactéries bioluminescentes : 60 kHz
Résolution angulaire < 0.2°
abs ~ 26/60 m @ 370/470 nm
eff (diffusion)~ 100/300 m @ 370/470 nm
Qualité de l ’eau
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Résolution en énergie
10 GeV < E < 100 GeV : méthode = longueur de la trace du muon E>1 TeV : méthode = quantité de lumière évaluation de l’énergie avec un facteur
d’incertitude de 2 à 3.
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Surfaces effectives Aeff = surface d’un détecteur parfait, qui aurait une efficacité de 100%.
: absorption dans la terre aux ultra hautes énergies
En muons
En neutrinos muoniques
10 TeV
10 TeV
0.2 m2
~20000 m2
Aeff = nombre d’événements détectés par unité de temps / flux incident
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Sensibilité : Flux diffusOscillations des neutrinos e:: = 1:1:1 au niveau de la terre
Si le téléscope détecte les gerbes de haute énergie détection des neutrinos de toutes les saveurs
Actuellement les études de gerbes issues des neutrinos e et sont en cours
les limites données ne concernent
que les neutrinos
muoniques
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Sensibilité aux sources ponctuelles
Amanda a la sensibilité requise.
Antares atteindra cette sensibilité en un an
MACRO
Exemple de flux provenant de micro-quasars : modèle de C. Distefano et al :
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10min
Taux de comptage (kHz)
temps
40K + bactéries
Un secteur en 2003 (PSL)
Profiler for Sea currant
(ADCP)
Probe for salinity and temperature (CTD)
Probe for Sound velocity
J unction Box
LED Beacon
Laser Beacon
Seismograph
hydrophones hydrophone
5 Storeys of Optical Modules
Anchor with electronics containers Link Cables
5 étages
Boîte de jonction
Connexion à la boîte de jonction en mars 2003Opérations
de déploiement et connexion
réussies
Contrôle depuis la
côte fonctionnel
Fuite dans un LCM
Fibre optique endommagée dans le câble
flash
Corrélation entre activité de bio-luminescence et vitesse du courant marin
Animaux bio-luminescents
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Connexion de la PSL
Mars 2003
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Actuellement sous l’eau : MILOM
light transmissiometer
water current profiler
Conductivity- Temperature probe
MILOM
Mini Instrumented Line with Optical Modules
4 modules optiques,
appareillage de calibration,
système de positionnement
Connectée en avril par un sous marin piloté depuis la surface
Compas : mesure de la rotation des étages
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Actuellement sous l’eau : MILOM
3 modules optiques
Émetteur à LEDs
Différence des temps d’arrivée sur 2 PMs (signal de haute intensité)
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Actuellement sous l’eau : MILOM
Bioluminescence : taux de comptage mesurés par les modules optiques
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Le futur
La ligne 1 est actuellement en phase de montage, des tests et améliorations sont en cours, d’après les résultats du déploiement d’une ligne prototype (ligne 0, avril 2005) sans électronique et sans PM.
La ligne 1 sera immergée à la fin de cette année.
Le détecteur complet sera déployé progressivement et achevé début 2007
La MILOM a montré la faisabilité de l ’expérience ANTARES dans sa géométrie définitive.