Neutrinos de haute énergie : application au télescope ANTARES

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1 Neutrinos de haute énergie : application au télescope ANTARES
GDR ν, LAPP Annecy 13 mars 2007 Gabrielle Lelaizant

2 Présentation du télescope ANTARES
Statut de l’expérience Performances attendues Perspectives Astroparticules haute énergie Sources ponctuelles Sursauts gamma Centre galactique Matière Noire Propriétés du neutrino Paramètres d’oscillation Physique des sources Section efficace nu-nucléon Moment magnétique du nu Nouvelle physique Gravité quantique Décohérence quantique Décroissance du nu

3 L’astronomie neutrino : une nouvelle fenêtre sur l’Univers…
Neutrinos de haute énergie émis par des accélérateurs cosmiques m n Astronomie neutrino : carte du ciel des événements les plus catastrophiques de l’Univers

4 Détection des neutrinos
p, a p nm nm m nm m N X W cosq = 1/nb Eau de mer : n ~ 1.44 m Lumière Cerenkov produite par m issu du n propagation détectée par matrice de PMTs Temps & position des photons permet la reconstruction de la trajectoire du m (~ n) n intéraction

5 Description du projet ANTARES
Détecteur complet prévu pour fin 2007 900 Modules Optiques (OM) 12 lignes 25 étages/ligne 3 OM/étage Un etage Profondeur : 2500m Site La collaboration ANTARES Boite de jonction 40 km Ancre

6 Statut de l’expérience ANTARES
Lignes 3, 4 et 5 connectées depuis le 29 janvier 2007  5 lignes actuellement en fonctionnement Lignes 1 et 2 déployées et connectées respectivement depuis le 2 mars et le 21 septembre 2006 Mini Instrumentation Line with Optical Modules (MILOM) connectée depuis mars 2005

7 Reconstruction des trajectoires
Reconstruction : un algorithme minimise en χ2 les temps des hits dans les modules optiques en fonction de leur position pour trouver l‘angle zénithal de la trajectoire du muon. Hit altitude (relative to mid detector) [m] Hit time [ns] m Run 22753 Event 3880 Zenith θ = 180o Antares preliminary Triggered hits Hits used in fit Snapshot hits + Muon descendant

8 Des candidats neutrino…

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11 Ciel visible par ANTARES
ANTARES (43° nord) not observed Mkn 501 RX J GX339-4 SS433 CRAB VELA galactic centre 3C 279 Centre galactique visible au 2/3 du temps

12 Performances attendues (MC)
Effective area for n [m2] Dominée par reconstruction n m mrec− mtrue mrec− n Dominée par cinématique augmente avec énergie Terre devient opaque au-delà de 100 TeV Résolution angulaire meilleure que 0.3° au-delà de qq TeV, limitée par : Diffusion de la lumière et dispersion chromatique dans l’eau : σ ~ 1.0 ns Temps de transit dans les PMT: σ ~ 1.3 ns

13 3 Projets Méditerranéens
Perspectives (KM3NET) 2500m 4500m 3500m 3 Projets Méditerranéens

14 Différenciation des saveurs dans un télescope ν
Détecteur km3 Seuil en énergie (cascade) ~ 1 TeV > Seuil en énergie () ~ 100 GeV Seuil en énergie (τ) ~ 1 PeV

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16 Processus de production de ν
Principalement, Décroissance π Basse énergie Perte d’énergie avant: Muon damped source Haute énergie Décroissance n modifie mais Eνe << Eν produits par (1) et (2)  effet négligé Identification des νe par résonance de Glashow : Rapport de flux  Différenciation des processus et des sources

17 Sources astrophysiques
Noyaux actifs de galaxies (quasars) Trou noir de Mסּau centre Disque d’accrétion et jets Sources extragalactiques Micro quasars Analogue galactique du quasar (1-10Mסּ) Sources galactiques Pulsars Crabe Restes de supernovae RXJ

18 ( vue par HESS ) Matière Noire
Région du Centre galactique ( vue par HESS ) Matière Noire Annihilation de neutralinos χ au sein d‘objets compacts (Centre galactique,Soleil)  Détection indirecte de matière noire

19 Signal très clair, sans fond dans ANTARES
Sursauts gamma Durée du Burst Pulses courts (1ms à 100 s) de rayons γ (~ 1 MeV) Count rate in unit of 1000 counts s-1 Energie totale émise : 1053 ergs Apparition lors de phénomènes astrophysiques violents et lointains (0.03 < z < 6.29) Systèmes binaires Effondrement d'une étoile (très) massive et formation d'un trou noir entouré d'un disque d'accrétion εν ~ 100TeV εν ~ 100PeV Production de neutrinos p + γ Δ+ nπ+ π+ μ+ + νμ e+ νeνμνμ Coincidence γ, ν en temps et en position Signal très clair, sans fond dans ANTARES

20 Propriétés des ν

21 Pour différentes sources astrophysiques :
Oscillations Complémentarité expériences terrestres / télescopes ν  information sur δCP Pour différentes sources astrophysiques : Et :

22 Information sur la phase apportée par les sources astrophysiques
Sources astrophysiques en association avec Double-Chooz Winter, Phys.Rev. D74 (2006)

23 Kashti, Waxman, Phys.Rev.Lett.95 (2005) 181101
Physique des sources Flux combiné de νl et νl Décroissance π 90 % CL ν(ντ) pp pγ Kashti, Waxman, Phys.Rev.Lett.95 (2005)

24 Prédiction Modèle Standard :
Section efficace d’interaction ν-nucléon Prédiction Modèle Standard : La Terre devient opaque aux neutrinos d’énergie supérieure à 100 TeV (σνN>2*10-7 mb)  Utiliser la Terre comme filtre dans la gamme 100TeV-100PeV Comparaison du taux de neutrinos ayant traversé la Terre avec le taux de neutrinos provenant de toutes les directions  Confirmation prédiction MS  Etude d’une éventuelle déviation de la section efficace à la prédiction du MS (ex : formation de micro trou noir dans modèle à dim. suppl.) σνN pour n=6 dim. suppl.. Modèle Standard Hooper, Czech. J. Phys. 56 A337 (2006)

25 Moment magnétique du ν Si le moment magnétique du ν est assez fort et s’il est créé (ou traverse) des régions de champ magnétique important, le rapport des saveurs peut en être affecté. Effet de conversion d’hélicité en un mélange équivalent des deux états d’hélicité Si Dirac : + autre moitié en νs Si Majorana : Pakvasa, YAD. FIZ. 67 (2004) 1179

26 Nouvelle Physique

27 Gravité quantique (GQ)  Relation de dispersion modifiée :
En considérant que les effets de GQ sont dépendants de la saveur Pour le ième état propre de masse Corrections dues à la GQ deviennent non négligeables pour : Pour n=1,2,3,4 et Δm2 ~ 5*10-3eV2 Christian, Phys.Rev.D71 (2005) Comment identifier les effets de la gravité quantique? Oscillations modifiées aux énergies mentionnées précédemment

28 émis par une même source (indépendant de la saveur des ν)
Retard entre les temps d’arrivée de ν (ou de γ-ν) de différentes énergies émis par une même source (indépendant de la saveur des ν) Intérêt des Sursauts gamma Energie des ν émis de l’ordre de 100 TeV et de 100 PeV Caractéristiques temporelles Choubey, King, Phys.Rev.D67 (2003) Tests de violation de symétrie de Lorentz pour γ-ν Limites sur échelle d’énergie de gravité quantique (EGQ~5*1030 GeV) Eν/EGQ

29 Perte d’information sur la saveur au cours du temps
Décohérence quantique Perte d’information sur la saveur au cours du temps Caractérisée par une modification des rapports de saveurs vers : Correspondant aussi au flux observé sur Terre pour une source de type décroissance π Autre type de source requise : décroissance n (provenant de la désintégration de noyaux UHE) Sans décohérence Avec décohérence

30 Hiérarchie de masse normale Hiérarchie de masse inversée
Décroissance du ν Si les états de masse du ν peuvent décroître sur de très longues distances, cela affecte le rapport des saveurs. Limites actuelles : Dans le cas le plus simple (décroissance vers état de masse le plus léger) : Hiérarchie de masse normale Hiérarchie de masse inversée

31 Conclusion Perspectives
ANTARES permet déjà, à partir de 5 lignes, de reconstruire les trajectoires des muons ( et des candidats neutrinos!) Perspectives Les neutrinos de haute énergie présentent également des intérêts dans L’étude des propriétés des neutrinos tels que les paramètres d’oscillation (en association avec les expériences terrestres), la section efficace d’interaction νN L’étude de nouvelle physique comme la gravité quantique Ceci à condition de pouvoir mesurer les proportions de saveurs ou tout du moins le rapport

32 Back up slides

33 Description d’un étage
LED Beacon (LEDs bleues) Local Control Module (dans container Titane) Photomultiplicateur 10’’ (PMT) Sphère de verre et protection magnétique Gel optique Module Optique Hydrophone

34 Ciel visible ANTARES (43° north) AMANDA (south pole)
not observed Mkn 501 RX J GX339-4 SS433 CRAB VELA galactic centre 3C 279 not observed Mkn 501 Mkn 421 CRAB SS433 galactic centre: 2/3rd of the time galactic centre: not seen

35 Water versus Ice Deployment
Ice gives solid platform to install detector Sea experiments need boats/ platforms Ice detectors worked first (Baikal deploys from ice) Angular Resolution Light scattering much less in water AMANDA : ~ 3° (real detector) ANTARES : ~ 0.2 ° (simulations) Uniformity of Detector response Water homogeneous Ice has dust layers, bubbles Knowledge of efficiency simpler in water Noise Backgrounds Water: 40K /bioluminescence ~ 60kHz / PMT Ice: only dark tube noise ~ 500Hz / PMT

36 Sensibilité aux sources diffuses

37 Méthode spécifique de détection des sursauts gamma t = -250 s t = 0 s
Tout est écrit sur disque t = -250 s t = 200 s Prise de données spécifique déclenchée par un satellite (SWIFT, INTEGRAL, HETE) t = 0 s t = 20 s Filtrage des données et reconstruction spécifiques par recherche d’événements dans la direction du sursaut gamma (offline) t = 1 h

38 Résolution angulaire pour gerbes