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Le Télescope à Neutrinos ANTARES Jean-Pierre Ernenwein Université de Haute Alsace (pour la collaboration ANTARES ) Journées de la SF2A 2005, 30 juin 2005.

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1 Le Télescope à Neutrinos ANTARES Jean-Pierre Ernenwein Université de Haute Alsace (pour la collaboration ANTARES ) Journées de la SF2A 2005, 30 juin 2005

2 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française2 La collaboration ANTARES IFIC Valence IFREMER,Toulon & Brest DAPNIA, Saclay IReS, Strasbourg GRPHE, Mulhouse CPPM Marseille IGRAP, Marseille COM, Marseille ITEP Moscou NIKHEF Amsterdam Groningen Gênes Bari Catagne Rome Erlangen LNS Pise Bologne

3 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française3 Pourquoi le Neutrino ? A 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 dun grand volume de détection. –Observation du cœur des sources Avantages du neutrino :

4 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française4 Sources potentielles de pour ANTARES SOURCES GALACTIQUES Neutrinos produits par annihilation de neutralinos (matière noire) au centre dobjets 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,

5 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française5 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 ) RADIOOPTIQUE M 87

6 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française6 ANTARES detection principle Principe de détection du neutrino 43° 2500 m sous la mer p p, interaction Lumière Cherenkov induite par le muon Matrice de photomultiplicateurs Mesure de la position et du temps darrivée des photons Reconstruction de la trajectoire du muon (colinéaire au neutrino à haute énergie)

7 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française7 © F. Montanet 12 lignes 25 étages / ligne 3 PMs / étage 900 PMs ~70 m 100 m 350 m 14.5 m Câbles de connection Boîte de jonction Câble sur 40 km jusquà la côte Socle et connecteur Déploiement de 2005 à 2007 Un étage Profondeur : 2500m

8 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française8 Détail dun étage Emetteur optique Calibration en temps à laide 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)

9 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française9 Près de Toulon (42º50N, 6º10E), à une profondeur de 2500 m. Site ANTARES, ciel observable 0.5 sr de recouvrement permanent IceCube, AMANDA (Pole Sud) 2 sr Coordonnées galactiques Centre galactique observable pendant les 2/3 du temps de fonctionnement ANTARES (42.5 o N) 3.5 sr

10 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française10 cinématique reconstruction Résolution angulaire E µ >10 TeV Estimée par simulation Monte Carlo : électronique, absorption et diffusion de la lumière Cherenkov, bruits de fond : 40 K + bactéries bioluminescentes : 60 kHz Résolution angulaire < 0.2° abs ~ 26/60 370/470 nm eff ( diffusion )~ 100/ /470 nm Qualité de l eau

11 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française11 Résolution en énergie 10 GeV < E < 100 GeV : méthode = longueur de la trace du muon E >1 TeV : méthode = quantité de lumière évaluation de lénergie avec un facteur dincertitude de 2 à 3.

12 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française12 Surfaces effectives A eff = surface dun détecteur parfait, qui aurait une efficacité de 100%. : absorption dans la terre aux ultra hautes énergies En muons En neutrinos muoniques 10 TeV 0.2 m 2 ~20000 m 2 A eff = nombre dévénements détectés par unité de temps / flux incident

13 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française13 Sensibilité : Flux diffus Oscillations 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

14 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française14 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 :

15 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française15 10min Taux de comptage (kHz) temps 40 K + bactéries Un secteur en 2003 (PSL) 5 étages Boîte de jonction Connexion à la boîte de jonction en mars 2003 Opérations 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

16 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française16 Connexion de la PSL Mars 2003

17 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française17 Actuellement sous leau : 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

18 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française18 Actuellement sous leau : MILOM 3 modules optiques Émetteur à LEDs Différence des temps darrivée sur 2 PMs (signal de haute intensité)

19 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française19 Actuellement sous leau : MILOM Bioluminescence : taux de comptage mesurés par les modules optiques

20 30 juin 2005Semaine de l Astrophysique Française20 Le futur La ligne 1 est actuellement en phase de montage, des tests et améliorations sont en cours, daprès les résultats du déploiement dune 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.


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