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CARACTERISATION DES PERFORMANCES DUN TELESCOPE SOUS-MARIN A NEUTRINOS POUR LA DETECTION DE CASCADES CONTENUES DANS LE CADRE DU PROJET ANTARES F. Bernard.

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1 CARACTERISATION DES PERFORMANCES DUN TELESCOPE SOUS-MARIN A NEUTRINOS POUR LA DETECTION DE CASCADES CONTENUES DANS LE CADRE DU PROJET ANTARES F. Bernard Soutenance de thèse vendredi 8 décembre 2000 Centre de Physique des Particules de Marseille

2 F. Bernard CPPM, NOTRE ITINERAIRE... Concevoir un télescope à neutrinos de haute énergie : pourquoi, comment, qui ? Détecter les différentes saveurs de neutrinos : pourquoi, comment, combien ? Caractériser les performances pour la détection des e : –Construction des outils de simulation –Méthode de reconstruction –Sélection des événements –Performances dun détecteur de 1000 PMs –Influence de différents paramètres Cadre : détection des ν e de HE (>100 GeV) (cascades électromagnétiques contenues)

3 F. Bernard CPPM, CONCEPTION DUN TELESCOPE A NEUTRINOS Concevoir un télescope à neutrinos de haute énergie : pourquoi, comment, qui ? –Motivations scientifiques –Intérêt des –Mécanismes de production –Flux attendus –Principe de détection –Expériences en cours / projet –Présentation dANTARES Détecter les différentes saveurs de neutrinos : pourquoi, comment, combien ? Caractériser les performances pour la détection des e

4 F. Bernard CPPM, MOTIVATIONS SCIENTIFIQUES Nombreuses questions ouvertes en Physique des Hautes Energies et en Astrophysique : –Origine des rayons cosmiques de haute énergie ? –Fonctionnement des sources astronomiques ? –Existence de défauts topologiques ? –Nature de la matière noire ? –Oscillations des neutrinos ? –Et bien dautres... il est important de : sonder lUnivers proche et lointain à très haute énergie ( >100 GeV jusquà >10 20 eV ), dépasser les limites des accélérateurs terrestres

5 F. Bernard CPPM, UNE NOUVELLE FENETRE DOBSERVATION SUR LUNIVERS Besoin dobservations, MAIS... Protons : déviés par les champs magnétiques (sauf > eV projet AUGER) Neutrons : courte durée de vie 1 EeV 10 kpc ( < notre Galaxie !) Photons : –sensibles à leffet GZK (limite la vision de lUnivers au-delà de ~10 TeV) –absorbés dans la matière (sources cachées) –manque de contraintes sur les mécanismes de production –limites observationnelles Neutrinos : O PPORTUNITÉ U NIQUE !

6 F. Bernard CPPM, PRODUCTION DE NEUTRINOS DE HAUTE ENERGIE (I) Accélération Cosmique + Cascade Hadronique p/A + p/A/ /K /K e + + e + Particule accélérée Cible Photons Neutrinos muoniques Neutrinos électroniques Suivant le site daccélération et la cible, on peut distinguer plusieurs sources : diffuses et garanties (atmosphère, plan galactique, rayonnement fossile), probables galactiques (SNR, binaires X), probables extragalactiques (AGN, GRB), imprévues ?

7 F. Bernard CPPM, PRODUCTION DE NEUTRINOS DE HAUTE ENERGIE (II) Sans Accélération (désintégration/annihilation de particules très massives) Matière noire non baryonique –pourrait être constituée de neutralinos, particule supersymétrique la plus légère –accumulation par gravité au centre de la Terre ou du Soleil et annihilation neutrinos Défauts topologiques –reliquats possibles des transitions de phase avec brisure de symétrie aux débuts de la formation de lUnivers –exemples : monopôles magnétiques, cordes cosmiques –pourraient seffondrer ou perdre spontanément beaucoup dénergie neutrinos

8 F. Bernard CPPM, SPECTRES ATTENDUS Flux attendus faibles et incertains grande surface de détection : ~ 1 km 2 Séparer les flux cosmiques du fond de atm et discriminer les modèles de cosmiques résolution en énergie et angulaire NMB SDSS PRO MRLB EMPRS BHA SIGL COS4 GAL Neutrinos atmosphériques AGN modèles génériques AGN modèles de blazar Défauts topologiques Neutrinos galactiques Neutrinos cosmologiques TeVPeVEeVZeVYeV Log 10 (E (GeV)) E.d /dE (cm -2 s -1 sr -1 ) atm. prédominent e + e + +

9 F. Bernard CPPM, PRINCIPE DE DETECTION Atmosphère Terre Eau ou Glace Détecteur e Cascade contenue non contenu Les neutrinos interagissent avec la matière autour ou dans le détecteur. Le muon ou la cascade émet de la lumière par effet Čerenkov, dans leau ou la glace. Une matrice 3D de PMs mesure ce rayonnement Čerenkov. Temps darrivée direction du Amplitudes énergie du

10 F. Bernard CPPM, EXPERIENCES EN COURS OU EN PROJET BAÏKAL : Lac Baïkal, Sibérie, 1100 m, 1998 : NT-200 : 8 lignes, ~ 200 PMs AMANDA : Pôle Sud, Antarctique, 2000 m, 1997 : AMANDA-B : 10 lignes, ~ 300 PMs 2000 : AMANDA-II : 19 lignes, ~ 700 PMs 2008 : ICECUBE : ~ 80 lignes, ~ 5000 PMs NESTOR : Pylos, Grèce, 3800 m, 1 tour, 168 PMs, en phase R&D ANTARES : Toulon, France, 2400 m, 2003 : ANTARES : ~ 10 lignes, ~ 1000 PMs

11 F. Bernard CPPM, LE PROJET ANTARES Un programme de R&D en plusieurs étapes, né en 1996 : Évaluation des sites –Bruit de fond –Salissure –Transparence Prototype : prouver la faisabilité technique construction, déploiement, connexion, positionnement acoustique Simulations informatiques Télescope de première génération : ~ 1000 PMs, ~ 0.1 km 2

12 F. Bernard CPPM, SCHEMA DU DETECTEUR 2400m 300m actif 100m Câble sous-marin électro-optique ~40km boîte de jonction câbles de lecture Station côtière ancre flotteur conteneur pour lélectronique ~60m LCM, compas, inclinomètre hydrophone module optique balise acoustique R = 112 m x y vue de dessus

13 F. Bernard CPPM, DETECTION DES DIFFERENTES SAVEURS DE NEUTRINOS Concevoir un télescope à neutrinos de haute énergie : pourquoi, comment, qui ? Détecter les différentes saveurs de neutrinos : pourquoi, comment, combien ? –Sur le rapport entre saveurs ( e / / ) –Classification des types dévénements –Processus, taux et bruits de fond pour chaque type dévénement Caractériser les performances pour la détection des e

14 F. Bernard CPPM, SUR LE RAPPORT ENTRE SAVEURS ( e / / ) Le rapport des flux des différentes saveurs dépend des mécanismes de production et des oscillations de neutrinos ex: p+p + +p + + +p e + + e + + +p ( e / / ) = ( 1 / 2 / 0 ) en tenant compte du mélange, pour des hypothèses d'oscillations vraisemblables, ( 1 / 2 / 0 ) ( 1 / 1 / 1 ) Les modèles théoriques récents en tiennent compte Dun côté, le mélange des saveurs diminue les contraintes sur les mécanismes de production, dun autre côté, les saveurs autres que sont enrichies.

15 F. Bernard CPPM, DETECTION DES DIFFERENTES SAVEURS : CLASSIFICATION DES TYPES DEVENEMENTS e volume instrumenté volume de visibilité

16 F. Bernard CPPM, BRUITS DE FOND atm volume instrumenté volume de visibilité

17 F. Bernard CPPM, SECTIONS EFFICACES HERA résonance de Glashow 1000 Taux d'événements dans le détecteur = Flux Section efficace Transmission dans la Terre Pour les e linteraction e + e - W - résonante à 6.3 PeV

18 F. Bernard CPPM, UNE CASCADE CONTENUE Log 10 (E visible (GeV)) dN/dlog 10 (E) (an -1 km -3 ) atm (freinage) atm (désintégration) atm (ATM) agn (NMB) agn (SDSS) agn (PRO) e N cc, N cn, N cc ( si E 200 TeV ) Facteur de réjection nécessaire des atm ~ 2000 atm dominent 10 TeV au-delà : NMB 2600 événements / an / km 3 SDSS 4100 événements / an / km 3 PRO 240 événements / an / km 3

19 F. Bernard CPPM, UNE CASCADE + UNE TRACE Log 10 (E visible (GeV)) dN/dlog 10 (E) (an -1 km -3 ) atm (freinage) atm (ATM) agn (NMB) agn (SDSS) agn (PRO) N cc, N cc ( si ou E 20 PeV ) E 10 TeV : NMB 1200 événements / an / km 3 SDSS 1900 événements / an / km 3 PRO 140 événements / an / km 3

20 F. Bernard CPPM, DEUX CASCADES (DOUBLE BANG) Log 10 (E visible (GeV)) dN/dlog 10 (E) (an -1 km -3 ) agn (NMB) agn (SDSS) agn (PRO) N cc ( si (e ou h) et 200 TeV E 20 PeV ) NMB 70 événements / an / km 3 SDSS 300 événements / an / km 3 PRO 40 événements / an / km 3 atm (ATM)

21 F. Bernard CPPM, CARACTERISATION DES PERFORMANCES (ANTARES km 2 ) Concevoir un télescope à neutrinos de haute énergie : pourquoi, comment, qui ? Détecter les différentes saveurs de neutrinos : pourquoi, comment, combien ? Caractériser les performances pour la détection des e : –Construction des outils de simulation –Méthode de reconstruction –Sélection des événements –Performances dun détecteur de 1000 PMs Rejet du bruit de fond Volume effectif Résolution spectrale Précision angulaire Spectres reconstruits, nombres dévénements détectés et contributions des trois saveurs –Influence de différents paramètres

22 F. Bernard CPPM, SIMULATION DUN EVENEMENT CONTENU Nous avons besoin doutils spécifiques Pour la cinématique, nous avons choisi LEPTO Des paramétrisations du rayonnement Čerenkov sont employées à très haute énergie, en particulier pour les cascades électromagnétiques Pour le bruit de fond et pour une extrapolation au km 3, il nous faut une simulation simplifiée / théorique y / y théorique

23 F. Bernard CPPM, APPARENCE DUNE CASCADE CONTENUE Une cascade = traces ~ colinéaires de faible extension spatiale émission de lumière ~ ponctuelle propagation temporelle = onde sphérique distribution des photons sur un cône z [m] xy [m] Densité de photons émis ( sr -1 ) Propagation de la lumière dans leau : longueur dabsorption abs m longueur de diffusion m Bruit de fond optique ( 40 K) : 40 kHz de coups aléatoires par PM de 10, réduit à 80 Hz par des coïncidences locales, importance du filtrage dif 1- cos θ

24 F. Bernard CPPM, METHODE DE RECONSTRUCTION (I) 3 niveaux de sélection des impulsions : –niveau 2 : amplitude > 3 photoélectrons –niveau 1 : idem + coïncidences locales –niveau 0 : tous les coups damplitude > 0.5 pe Filtrage du bruit de fond optique ( 40 K,…) : –difficulté : conserver un bon rejet du bruit de fond provenant des muons atmosphériques –pour chaque niveau de sélection, estimation du nombre moyen de 40 K : N K40 –suppression des N K40 coups qui sécartent le plus de lhypothèse dune onde sphérique Estimation de la position : Onde sphérique e Ajustement des temps darrivée 2 sph

25 F. Bernard CPPM, METHODE DE RECONSTRUCTION (II) Estimation de la direction : Intersection dun cône fixe et dune onde plane Z [m] xy [m] Estimation de lénergie : Log 10 ( Amplitudes ) Log 10 ( E vraie )

26 F. Bernard CPPM, METHODE DE RECONSTRUCTION (III) Ajustement de la direction et de lénergie : Utilisation des paramétrisations des cascades électromagnétiques Densité de photons émis ( sr -1 ) –Ajustement des amplitudes mesurées 2 a –Ajustement des MOs non touchés 2 p

27 F. Bernard CPPM, CONDITIONS DES SIMULATIONS 2 types d événements (simulation détaillée) : e N cc et N cn Géométrie : –13 lignes 30 étages ( 60 m 12 m ) –3 MOs par étage ( 45° sous l horizontale ) Paramètres environnementaux : –labsorption domine la diffusion – abs = 55 m ( à 466 nm ) –bruit optique continu 40 kHz Photomultiplicateurs : –Hamamatsu 10 R –Résolution temporelle TTS = 1.3 ns Electronique parfaite ( à 1 ns ) Positionnement et calibration parfaits

28 F. Bernard CPPM, SELECTION : DECLENCHEMENT Fenêtre de déclenchement adaptée à la taille du détecteur 5 s Minimum de lignes et détages sélectionnés : 3 lignes 5 étages Efficacité du déclenchement : –garde 93% du signal bien reconstruit –rejette 58% du signal mal reconstruit

29 F. Bernard CPPM, PRESELECTION Efficacité de la présélection : –garde 87% du signal bien reconstruit –rejette 51% du signal mal reconstruit –rejette 97% du bruit de fond Réduire fortement le bruit de fond en utilisant le 2 correspondant à lhypothèse de sphéricité

30 F. Bernard CPPM, SELECTION : SPHERICITE Efficacité de cette condition : –garde 85% du signal bien reconstruit –rejette 99.2% du bruit de fond Optimisation de la coupure précédente : 2 sph sphéricité de la lumière reçue

31 F. Bernard CPPM, SELECTION : PMs NON TOUCHES Efficacité de cette condition : –garde 96% du signal bien reconstruit –rejette 97% du bruit de fond Coupure optimisée sur : 2 p compatibilité entre lhypothèse dune cascade contenue et les MOs non touchés

32 F. Bernard CPPM, SELECTION : AMPLITUDES MESUREES Efficacité de cette condition : –garde 64% du signal bien reconstruit –rejette 98% du signal mal reconstruit –rejette 98.9% du bruit de fond Coupure optimisée sur : 2 a compatibilité entre lhypothèse dune cascade contenue et les amplitudes mesurées

33 F. Bernard CPPM, SELECTION : VOLUME FIDUCIEL Efficacité de cette condition : –garde 56% du signal bien reconstruit –rejette 95% du signal mal reconstruit –rejette 99.99% du bruit de fond événements montants événements descendants

34 F. Bernard CPPM, REJET DU BRUIT DE FOND Efficacité globale des coupures précédentes : –garde 24% du signal bien reconstruit –rejet du signal mal reconstruit –rejet du bruit de fond Estimation du rejet du bruit de fond limitée par les statistiques simulées Aucun événement reconstruit et accepté par lanalyse limites à 90% de niveau de confiance par décade dénergie ( représentées ci-après, avec les spectres reconstruits ) Rejet efficace au moins au-delà de 10 TeV Si lon relâche légèrement toutes les coupures, ces limites supérieures deviennent des taux effectifs.

35 F. Bernard CPPM, VOLUME EFFECTIF DE DETECTION Lefficacité de détection –est quantifiée par le volume effectif –dépend de lénergie et de langle zénithal –seuil : ~ 200 GeV ( e N cc), ~ 1 TeV ( N cn), –volume effectif max : ~ km 3 (10 TeV 1 PeV) –légère diminution (-30%) au-delà du PeV –efficacité isotrope pour des ascendants, -50% pour des descendants verticalement 4 sr

36 F. Bernard CPPM, RESOLUTION EN ENERGIE Résolution sur E :~ 14 % indépendante de lénergie résolution sur E pour les muons traversants : facteur 3 à basse énergie, facteur 2 à haute énergie

37 F. Bernard CPPM, PRECISION ANGULAIRE Résolution sur (, ) :~ 1-2 entre 1 TeV et 1 PeV Plus précisément : médiane ( e N cc) = 1.8, médiane ( N cn) = 1.3 résolution sur (, ) pour les muons traversants ~ 0.2

38 F. Bernard CPPM, SPECTRES RECONSTRUITS Log 10 (E reconstruite (GeV)) dN/dlog 10 (E) ( an -1 ) atm (freinage) (lim. sup. 90%CL) atm (désintégration) (lim. sup. 90%CL) atm (ATM) agn (NMB) agn (SDSS) agn (PRO) e N cc, N cn, N cc Nombres moyens dévénements par an, avec E rec 100 GeV1 TeV10 TeV100 TeV1 PeV ATM NMB SDSS PRO

39 F. Bernard CPPM, EFFETS SYSTEMATIQUES DE DIFFERENTS PARAMETRES Différentes hypothèses utilisées dans les simulations sont peut-être trop optimistes étudier les effets systématiques de ces paramètres sur les performances obtenues Nous avons étudié leffet des paramètres suivants en employant des valeurs pessimistes –Séparation des coups successifs (30 ns) pas de dégradation des résultats –Saturation des amplitudes (50 pe) résolution spectrale devient ~ 22 % volume effectif diminue denviron 70 % au-dessus de quelques PeV

40 F. Bernard CPPM, EXTRAPOLATION POUR LE km 3 Pour discriminer les modèles astrophysiques et étudier des sources ponctuelles, il faut ~ 100 lignes Comparaison des volumes effectifs à résolution angulaire et spectrale équivalente, pour le détecteur précédent (A) et deux extrapolations : (B) 100 lignes 60 m 28 étages 12 m (C) 100 lignes 100 m 28 étages 20 m A B C

41 F. Bernard CPPM, CONCLUSIONS Nous avons caractérisé les performances dun télescope sous-marin de 1000 PMs pour les e de haute énergie : –Adaptation des outils de simulation –Mise au point dune méthode de reconstruction et de sélection des événements –Efficacité de détection : seuil : ~ 200 GeV volume effectif : ~ km 3 (10 TeV 1 PeV) ouverture angulaire : 4 sr –Résolution spectrale (E ) : ~ 14 % –Précision angulaire (, ) : ~ 2 –Rejet efficace du bruit de fond –Taux dévénements dorigine cosmique : ~ 30 / an (modèles NMB ou SDSS)

42 F. Bernard CPPM, EVALUATION DES SITES (I) 1- Bruit de fond –pics ( ~ MHz ) : biolum. excitée 3-4 temps mort –continu ( ~ 40 kHz ) : 40 K + biolum. 2- Salissure –dépôt dun film bactérien + sédimentation diminution de la transparence des MOs –à l horizontale 1.5 (en 8 mois) –effet faible si les PMs regardent vers le bas coïncidence temporelle locale (20 ns) taux < 80 Hz

43 F. Bernard CPPM, EVALUATION DES SITES (II) 3- Transparence de leau –mesure avec une LED pulsée ( = 460 nm) à 24 m et à 44 m longueur dabsorption abs m longueur de diffusion m angle moyen de diffusion cos θ dif 1- cos θ

44 F. Bernard CPPM, RESOLUTION ANGULAIRE FWHM Signification statistique FWHM ( e N cc) : 2.0 FWHM ( N cn) : 1.2 Rayon du pixel ( e N cc) : 1.9 Rayon du pixel ( N cn) : 1.3

45 F. Bernard CPPM, CONTRIBUTIONS DES DIFFERENTES SAVEURS Log 10 (E reconstruite (GeV)) e N cc N cn N cc N cn e N cn e N cc e N cn N cn N cc

46 F. Bernard CPPM, INFLUENCE DE LA SATURATION ET DE LA SEPARATION DES IMPULSIONS Log 10 (E (GeV)) Volume effectif par rapport au cas dune électronique parfaite Séparation pessimiste des coups successifs pas de dégradation des résultats Saturation pessimiste des amplitudes résolution spectrale devient 22 % volume effectif diminue d environ 70 % au-dessus de quelques PeV

47 F. Bernard CPPM, PERSPECTIVES Lastronomie neutrino est en train de naître grandes potentialités de découverte Les premiers muons ascendants issus de atm ont été observés principe validé La détection de e semble possible suscite des études complémentaires –reconstruction du double-bang –séparation des 4 topologies –détecteurs de deuxième génération ( ~ 1 km 3 ) –couverture de lensemble de la voute céleste et coordination des différents projets internationaux.

48 F. Bernard CPPM, RESOLUTION EN ENERGIE ANOMALY (I) ?

49 F. Bernard CPPM, RESOLUTION EN ENERGIE ANOMALY (II) ?


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