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Les nouveaux messagers des étoiles NeutrinosGravitons Noyaux David A. Smith Centre dÉtudes Nucléaires de Bordeaux-Gradignan GDR Phénomènes Cosmiques de.

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1 Les nouveaux messagers des étoiles NeutrinosGravitons Noyaux David A. Smith Centre dÉtudes Nucléaires de Bordeaux-Gradignan GDR Phénomènes Cosmiques de Haute Énergie Toulouse, 19 septembre 2000 Wimps

2 This talk: Une revue des instruments qui aident à lever le voile sur lUnivers relativiste caché. ORIENTE OBJETS SONDES Principes, avec un archétype français Performances, pas toujours comparatives Scène internationale. Merci aux nombreux contributeurs de transparents! Babars wife

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4 PRINCIPE DE DETECTION Les neutrinos interagissent avec la matière entourant le détecteur ou avec la terre. Les neutrinos interagissent avec la matière entourant le détecteur ou avec la terre. Neutrino : INDETECTABLE Muon : DETECTABLE GLACE OU EAU TERRE Lumière Tcherenkov produite par le muon Une matrice 3-D de PMs dans la glace ou dans leau permet de détecter la lumière Tcherenkov produite par les muons. Une matrice 3-D de PMs dans la glace ou dans leau permet de détecter la lumière Tcherenkov produite par les muons. mesure du développement temporel du sillage lumineux direction du muon mesure de la quantité de lumière énergie du muon (transparents F. Hubaut)

5 Antares 0.1 km 2 design 2400m 300mactive Electro-optical submarine cable ~40km ~40km Junction box Readout cables Shore station anchor float Electronics containers ~60m Compass, tilt meter hydrophone Optical module Acoustic beacon ~100m 13 strings 12 m between storeys (transparent J. Hernandez)

6 Des muons descendants sont produits massivement par interaction du rayonnement cosmique primaire avec latmosphère nécessite suivant la physique (sources diffuses, NAG, sursauts gamma) : nécessite suivant la physique (sources diffuses, NAG, sursauts gamma) : –de ne regarder que les particules ascendantes,(évaluer les erreurs dues à la reconstruction) –un détecteur blindé (profond), –résolution angulaire. BRUIT DE FOND PHYSIQUE Profondeur = 2300 m E > 1 TeV Muons atmosphériques Muons issus de neutrinos atmosphériques (transparents F. Hubaut) sr à un moment donné, soit angle zénithale de 60 0, mais 3.5 sr sur l année.)

7 CIEL OBSERVABLE Simulations avec un détecteur situé sur le 45 ème parallèle Carte du ciel vu par EGRET Plus des quatre cinquièmes du ciel sont observables (3.5 π sr) !! complémentarité avec AMANDA télescopes γ : < sr (belles nuits sans lune…)

8 RESOLUTION ANGULAIRE 50% des événements sont dans un pixel de rayon 0.2 o (rayons lune ou soleil) résolution angulaire ~ 0.2 o Cela permet de couvrir un hémisphère céleste avec ~ pixels (limitée par les erreurs dues à la reconstruction) AMANDA II : ~ 1.2 o

9 ν atm. dominent les flux diffus cosmiques en dessous de ~ 10 TeV résolution en énergie SPECTRES DIFFUS PREVUS DE NEUTRINOS DE HAUTE ENERGIE flux attendus faibles et incertains nécessite une grande surface de détection : ~ 1 km 2 Un flux devrait être mesuré avec 0.1 km 2 atm. prédominent Neutrinos atmosphériques 1 TeV1 PeV1 EeV atm. ~ 1 evt/an/km 2 avec E µ > 100 TeV Neutrinos cosmologiques Neutrinos galactiques NAG modèles de blazar NAG modèles génériques (Une coïncidence temporelle avec un GRB ou un SN aide à rejeter le fond atmosphérique.)

10 Spectre blazar : le pic inverse Compton à haute énergie est lécho dun pic synchrotron, témoin délectrons en présence d un champ magnétique. On peut expliquer les gammas observés sans protons. Il peut en plus y être des protons quon ne verra quavec des neutrinos. Astronomie neutrino Hz =4 TeV Antares

11 RECONSTRUCTION DES SPECTRES Exemple : spectre des muons issus de neutrinos atm. (le plus mou écart maximal) On pourra remonter au spectre physique... 1 TeV 1 PeV (condition importante pour lastronomie)

12 SPECTRES DIFFUS RECONSTRUITS La résolution en énergie permet : de contrôler la contamination des ν atm. de tester les modèles de sources cosmiques Rejet des neutrinos atm. : Coupure à 10 TeV Atmos. NAG Evénements par an pour ~0.1 km 2 : Log(E mesurée ) erreurs statistiques

13 Critères de sélection év ts déclenchant év ts reconstruits év ts sélectionnés surface géom. 1 TeV SURFACE EFFECTIVE DE DETECTION Surface effective de détection : m 2 à 100 GeV m 2 à 10 TeV 0.1 km 2 à 100 TeV déclenchement reconstruction analyse >

14 WIMPs : la SUperSYmétrie fournit un candidat naturel à la matière noire : le neutralino 1 0WIMPs : la SUperSYmétrie fournit un candidat naturel à la matière noire : le neutralino 1 0 –piégé gravitationnellement au centre de la Terre ou du Soleil –annihilations sources ponctuelles de neutrinos RECHERCHE DE MATIERE NOIRE... Surface (km 2 ) Masse du neutralino (GeV) Surface pour observer 1 évén t / an

15 ANTARES : première étape ~1000 PMTs : >5000 PMTs AMANDA : : AMANDA II AMANDA II ~800 PMTs : : >5000 PMTs ICE CUBE ICE CUBEPLANNING AMANDA a 6 lignes (216 PMTs) sous la glace antarctique depuis Ils ont présenté des limites sur Wimps, monopoles, leffondrement gravitationnel. Ils passent à 19 lignes/650 PMTs. NESTOR Projet Grècque ayant les mêmes ambitions quAntares

16 Supernovae en neutrinos SN1987a a donne ~15 neutrinos dans IMB et Kamiokande (~1 ktonne deau chacun). Un supernova similaire donnerait, autour du MeV : SuperKamioka 4000 evts SNO (Sudbury) 800 avec estimation de lénergie et la direction. Macro et LVD 150 et 500 (énergie seulement) Amanda: evts, ( la direction pour >GeV). Antares moins bien... Oscillations Hors sujet sauf que ça peut augmenter le flux observable, à cause dune absorption terrestre réduite. Glace versus eau Eau: diffusion moindre permet une plus grande séparation des lignes => + résolution angulaire. Plus du lumière ambiente => + seuil en énergie.

17 Rayons cosmiques >10 19 eV Site sud: Mendoza, Argentine

18 (transparent A. Letessier-Selvon)

19 Hybride: Fluorescence (œil de mouche) plus réseau de détecteurs délectrons. Cycle utile: 10% pour l œil de mouche, 100% pour le réseau. Site nord + site sud => le ciel entier.

20 Toutes expériences confondues, depuis 1965: 14 évènements. AGASA a un réseau de 100 km 2 depuis AUGER: avec 3000 km 2, 30 évènements par an. La chasse à >10 20 eV Séparation noyau/proton/photon: (évolution radiale aussi)

21 Cross-talk Cross-talk: ANTARES pourra faire une partie de la physique dAUGER, voir « EeV Cosmic Ray and Particle Physics with Kilometer-scale Neutrino Telescopes », Alvarez-Muniz & Halzen (Astro-ph/ ). Et AUGER fera de l astronomie neutrino avant ICECUBE ( > eV, donc c est pas pareil) IF (oscillations) THEN x10 better …et pour Antares aussi!

22 OWL : Voir la fluorescence atmosphérique avec satellites. Dans le planning de la NASA pour FUTUR Site nord: début construction 2002? Démarrage 2005? (HiRes depuis 1997, et stéréo depuis AGASA tourne.) Site sud: Essais dès 2001, appareil complet en Résolution en énergie: 10% (hybride, eV) à 30% (réseau à eV) Résolution en angle: 0.2 o (hybride, eV) à 2 o (réseau à eV) Champ de vue - similaire à Antares: 60 0 du zénith, soit 3.5 sr sur lannée, avec une bonne mesure d énergie. Gerbes horizontales oui, mais mesure compromise

23 Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station Recherche dantihelium. Recherche de Wimps via antimatière. Mesures de précision de la composition et spectre des rayons cosmiques jusquau TeV: un bond en avant pour comprendre la dynamique des rayons cosmiques dans la galaxie. Launch on « 3 May 2003 ».

24 AMS Physics To search for Antimatter (He,C) in space with a sensitivity of 10 3 to 10 4 better than current limits.To search for Antimatter (He,C) in space with a sensitivity of 10 3 to 10 4 better than current limits. To search for dark matterTo search for dark matter –High statistics precision measurements of e, and p spectrum. To study Astrophysics.To study Astrophysics. –High statistics precision measurements of D, 3 He, 4 He, B, C, 9 Be, 10 Be spectrum B/C: to understand CR propagation in the Galaxy (parameters of galactic wind).B/C: to understand CR propagation in the Galaxy (parameters of galactic wind). 10 Be/ 9 Be: to determine CR confinement time in the Galaxy. 10 Be/ 9 Be: to determine CR confinement time in the Galaxy. (transparents B. Alpat)

25 Lanti-concurrence AMS-02 Résultat CAPRICE fois lerreur attendu par AMS pour >1 TeV Modèle: attente sans exotisme Des ballons depuis 25 ans... (2002) (2004)

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27 Ring Imaging Cerenkov Detector

28 Autres thèmes AMS aura une sensibilité aux gammas comparable à celle dEGRET (mais sans pointage). Pour la composition des rayons cosmiques, ACCESS sattachera à la station spatiale dès 2006 pour létude du genou. ISOMAX (ballon NASA) poursuit les isotopes de Be vers 1 GeV/n pour comprendre la propagation des rayons cosmiques dans la galaxie.

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30 (1) Pour les gammas, taux de comptage. (2) Pas vrai pour, par exemple, GLAST. (3) Ce qui est vrai en tout cas est quen regardant lUnivers rien quavec des photons thermiques, nous avons compris que nous ne voyons quun % de lUnivers. Cest pour essayer de voir le reste quil faut aller au delà des photons. (1) (2) (3)

31 « banc de test pour la rélativité générale » ~300 Hz ~700 Hz (e.g. Hulse-Taylor 17 Hz) (dans ans!) (1/ an < 200 Mpc?)

32 Supermirrors and ultravacuum. Slow controls, feedback systems. Barre: fréquence de résonance. Interféromètre: gamme large de fréquences. (transparents M. Davier) 2 Hz bruit (atout de Virgo)

33 Ligo-Hanford: 2 km et 4 km Ligo-Louisiane : 4 km Virgo : 3 km, mais avec atténuation active. Trois points de mesure => résolution

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35 LISA : Planning NASA pour 2010 (lespace, pour les basses fréquences, à 0.01 Hz)

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37 Deux sites (nord-ouest & sud-est) pour déterminer la direction ; pour établir des coïncidences entre ondes gravitationnelles. (un site suffit pour les coïncs et ).

38 cherche linteraction dun LSP avec le Ge de leur bolomètre souterrain. Détecteurs de WIMPs Plus pertinentes au GDR-PCHE sont les recherches des produits d Annihilation HESS, GLAST ANTARES, AMANDA p,e + DAMS complementarité entre LHC/edelweiss/astroparticle De nombreuses expériences (CRESST, GENIUS, HDMS, Macro, Picasso, UKCMC) travaillent à la détection directe. Exemple: CDMS (Stanford et Soudan) a exclu la zone « vue » par DAMA (Gran Sasso). En France,

39 Bilan des thématiques: AGNs les photons ont eu le plus de succès jusquà présent, mais sondent surtout les électrons à la source. Et ils peuvent être absorbés à la source ou en route les neutrinos sondent les accélérations hadroniques, ne souffrent pas d absorption, mais les taux attendus sont très bas même pour 1 km3. A priori, les UHECR dAGN sont absorbés. mais on constate que le a priori tient mal la route VIRGO est nommé pour lamas de galaxies le plus proche, mais vise les sources « galactiques » de chez eux plus que des AGN. GRBs : Grand enjeu d Auger ; Antares ; Virgo. Novae, SN, SNR : Tous! this is no good dave, need plots and figures showing relative sensitivity. SUSY: Seul VIRGO ne le revendique pas (working on a master plot, hopefully from Griest. See also Snowmass). Restes primordiaux. Auger sure. Antares too? Virgo!?! IMB saw 7 neutrinos from 1987A if I recall correctly. How many would Super K, Antares, Auger etc see? Conclusions: Une comparaison des performances des instruments est difficile ( apples & oranges ). « Celui qui voit le plus de sources avant 2010 a gagné » Plutôt, pour chaque sujet scientifique regroupons les infos apportées par chaque sonde. (Dici 2010, on a le temps!) what this really means dave is that you should finish with a better table, where the left column is the subject, and the other columns tell what each messanger may bring. Extragalactic sources (AGN s & GRB s): photons ; neutrino telescopes ; UHECR maybe ; For GW need directionality and thus world-wide network, whose name I forgot. Galactic sources : Virgo ; Antares ; Auger ; photons SUSY:


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