CARACTERISATION DES PERFORMANCES D’UN TELESCOPE SOUS-MARIN A NEUTRINOS POUR LA DETECTION DE CASCADES CONTENUES.

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

2 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 d’un détecteur de 1000 PMs Influence de différents paramètres Cadre : détection des νe de HE (>100 GeV) (cascades électromagnétiques contenues) F. Bernard CPPM,

3 CONCEPTION D’UN 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 d’ANTARES Détecter les différentes saveurs de neutrinos : pourquoi, comment, combien ? Caractériser les performances pour la détection des e F. Bernard CPPM,

4 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 d’autres . . . il est important de : sonder l’Univers proche et lointain à très haute énergie ( >100 GeV jusqu’à >1020 eV ), dépasser les limites des accélérateurs terrestres F. Bernard CPPM,

5 UNE NOUVELLE FENETRE D’OBSERVATION SUR L’UNIVERS
Besoin d’observations, MAIS ... Protons : déviés par les champs magnétiques (sauf > 1019 eV  projet AUGER) Neutrons : courte durée de vie 1 EeV  10 kpc ( < notre Galaxie !) Photons : sensibles à l’effet GZK (limite la vision de l’Univers au-delà de ~10 TeV) absorbés dans la matière (sources cachées) manque de contraintes sur les mécanismes de production limites observationnelles Neutrinos : OPPORTUNITÉ UNIQUE ! F. Bernard CPPM,

6 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 d’accélération 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 ? F. Bernard CPPM,

7 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 l’Univers exemples : monopôles magnétiques, cordes cosmiques pourraient s’effondrer ou perdre spontanément beaucoup d’énergie  neutrinos F. Bernard CPPM,

8  grande surface de détection : ~ 1 km2
SPECTRES ATTENDUS e + e +  +  Neutrinos atmosphériques Neutrinos galactiques E.d/dE (cm-2 s-1 sr-1) NMB Neutrinos cosmologiques SDSS AGN modèles génériques PRO AGN modèles de blazar MRLB Défauts topologiques EMPRS BHA GAL SIGL COS4 TeV PeV EeV ZeV YeV  atm. prédominent Log10(E(GeV)) Flux attendus faibles et incertains  grande surface de détection : ~ 1 km2 Séparer les flux cosmiques du fond de  atm et discriminer les modèles de  cosmiques  résolution en énergie et angulaire F. Bernard CPPM,

9 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 l’eau ou la glace. Une matrice 3D de PMs mesure ce rayonnement Čerenkov. Temps d’arrivée  direction du  Amplitudes  énergie du  F. Bernard CPPM,

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

11 construction, déploiement, connexion, positionnement acoustique
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 km2 F. Bernard CPPM,

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

13 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 d’événements Processus, taux et bruits de fond pour chaque type d’événement Caractériser les performances pour la détection des e F. Bernard CPPM,

14 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 D’un côté, le mélange des saveurs diminue les contraintes sur les mécanismes de production, d’un autre côté, les saveurs autres que  sont enrichies. F. Bernard CPPM,

15 DETECTION DES DIFFERENTES SAVEURS : CLASSIFICATION DES TYPES D’EVENEMENTS
  volume de visibilité volume instrumenté     e F. Bernard CPPM,

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

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

18 eN cc , N cn , N cc ( si E  200 TeV )
UNE CASCADE CONTENUE eN cc , N cn , N cc ( si E  200 TeV )    atm (freinage)   atm (désintégration) —  atm (ATM)   agn (NMB)   agn (SDSS)   agn (PRO)   dN/dlog10(E) (an-1 km-3)                                  Log10(Evisible(GeV)) Facteur de réjection nécessaire des atm ~ 2000 atm dominent  10 TeV au-delà : NMB  événements / an / km3 SDSS  événements / an / km3 PRO  240 événements / an / km3 F. Bernard CPPM,

19 N cc , N cc ( si  ou E  20 PeV )
UNE CASCADE + UNE TRACE N cc , N cc ( si  ou E  20 PeV ) Log10(Evisible(GeV)) dN/dlog10(E) (an-1 km-3)   atm (freinage) —  atm (ATM)   agn (NMB)   agn (SDSS)   agn (PRO) E  10 TeV : NMB  événements / an / km3 SDSS  événements / an / km3 PRO  140 événements / an / km3 F. Bernard CPPM,

20 DEUX CASCADES (“DOUBLE BANG”)
N cc ( si (e ou h) et 200 TeV  E  20 PeV ) Log10(Evisible(GeV)) dN/dlog10(E) (an-1 km-3)   agn (NMB)   agn (SDSS)   agn (PRO)  atm (ATM) NMB  70 événements / an / km3 SDSS  300 événements / an / km3 PRO  40 événements / an / km3 F. Bernard CPPM,

21 CARACTERISATION DES PERFORMANCES (ANTARES - 0.1 km2)
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 d’un détecteur de 1000 PMs Rejet du bruit de fond Volume effectif Résolution spectrale Précision angulaire Spectres reconstruits, nombres d’événements détectés et contributions des trois saveurs Influence de différents paramètres F. Bernard CPPM,

22 SIMULATION D’UN EVENEMENT CONTENU
Nous avons besoin d’outils spécifiques Pour la cinématique, nous avons choisi LEPTO  / théorique y / ythéorique 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 km3, il nous faut une simulation simplifiée F. Bernard CPPM,

23 APPARENCE D’UNE CASCADE CONTENUE
Une cascade = traces ~ colinéaires de faible extension spatiale  émission de lumière ~ ponctuelle  propagation temporelle = onde sphérique  distribution des photons sur un cône Densité de photons émis ( sr-1 ) z [m] xy [m] Propagation de la lumière dans l’eau : longueur d’absorption abs   0.7 m longueur de diffusion  249  5 m Bruit de fond optique (40K) : 40 kHz de coups aléatoires par PM de 10” , réduit à 80 Hz par des coïncidences locales ,  importance du filtrage dif 1- cos θ F. Bernard CPPM,

24 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 d’amplitude > 0.5 pe Filtrage du bruit de fond optique (40K,…) : difficulté : conserver un bon rejet du bruit de fond provenant des muons atmosphériques pour chaque niveau de sélection, estimation du nombre moyen de 40K : NK40 suppression des NK40 coups qui s’écartent le plus de l’hypothèse d’une onde sphérique Estimation de la position : Onde sphérique e Ajustement des temps d’arrivée  2sph F. Bernard CPPM,

25 METHODE DE RECONSTRUCTION (II)
Estimation de la direction : Intersection d’un cône fixe et d’une onde plane Z [m] xy [m] Log10 (  Amplitudes ) Log10 ( Evraie ) Estimation de l’énergie : F. Bernard CPPM,

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

27 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 : l’absorption 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 F. Bernard CPPM,

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

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

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

31 SELECTION : PMs NON TOUCHES
Coupure optimisée sur : 2p  compatibilité entre l’hypothèse d’une cascade contenue et les MOs non touchés  Efficacité de cette condition : garde 96% du signal bien reconstruit rejette  97% du bruit de fond F. Bernard CPPM,

32 SELECTION : AMPLITUDES MESUREES
Coupure optimisée sur : 2a  compatibilité entre l’hypothèse d’une cascade contenue et les amplitudes mesurées  Efficacité de cette condition : garde 64% du signal bien reconstruit rejette  98% du signal mal reconstruit rejette  98.9% du bruit de fond F. Bernard CPPM,

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

34 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 l’analyse limites à 90% de niveau de confiance par décade d’énergie ( représentées ci-après, avec les spectres reconstruits ) Rejet efficace au moins au-delà de 10 TeV Si l’on relâche légèrement toutes les coupures, ces limites supérieures deviennent des taux effectifs. F. Bernard CPPM,

35 VOLUME EFFECTIF DE DETECTION
L’efficacité de détection est quantifiée par le volume effectif dépend de l’énergie et de l’angle zénithal seuil : ~ 200 GeV (e N cc), ~ 1 TeV ( N cn), volume effectif max : ~ km3 (10 TeV  1 PeV) légère diminution (-30%) au-delà du PeV efficacité isotrope pour des  ascendants, % pour des  descendants verticalement  4 sr F. Bernard CPPM,

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

37 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  F. Bernard CPPM,

38 SPECTRES RECONSTRUITS
e N cc ,  N cn ,  N cc   atm (freinage) (lim. sup. 90%CL)   atm (désintégration) (lim. sup. 90%CL) —  atm (ATM)   agn (NMB)   agn (SDSS)   agn (PRO) dN/dlog10(E) ( an-1 ) Log10(Ereconstruite(GeV)) Nombres moyens d’événements par an, avec Erec  100 GeV 1 TeV 10 TeV 100 TeV 1 PeV ATM  NMB  SDSS  PRO  F. Bernard CPPM,

39 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 l’effet 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 d’environ 70 % au-dessus de quelques PeV F. Bernard CPPM,

40 EXTRAPOLATION POUR LE km3
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 m étages m (C)  100 lignes m 28 étages m  10  15  5  8 C B A F. Bernard CPPM,

41 CONCLUSIONS Nous avons caractérisé les performances d’un télescope sous-marin de 1000 PMs pour les e de haute énergie : Adaptation des outils de simulation Mise au point d’une méthode de reconstruction et de sélection des événements Efficacité de détection : seuil : ~ 200 GeV volume effectif : ~ km3 (10 TeV  1 PeV) ouverture angulaire : 4 sr Résolution spectrale (E) : ~ 14 % Précision angulaire (,) : ~ 2  Rejet efficace du bruit de fond Taux d’événements d’origine cosmique : ~ 30 / an (modèles NMB ou SDSS) F. Bernard CPPM,

42 EVALUATION DES SITES (I)
1- Bruit de fond pics ( ~ MHz ) : biolum. excitée  3-4  temps mort continu ( ~ 40 kHz ) : 40K + biolum.  coïncidence temporelle locale (20 ns)  taux < 80 Hz 2- Salissure dépôt d’un 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 F. Bernard CPPM,

43 EVALUATION DES SITES (II)
3- Transparence de l’eau mesure avec une LED pulsée ( = 460 nm) à 24 m et à 44 m longueur d’absorption abs   0.7 m longueur de diffusion  249  5 m angle moyen de diffusion cos θ   0.03 dif 1- cos θ F. Bernard CPPM,

44 RESOLUTION ANGULAIRE Signification statistique FWHM
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 F. Bernard CPPM,

45 CONTRIBUTIONS DES DIFFERENTES SAVEURS
Log10(Ereconstruite(GeV)) e N cc  N cn  N cc  N cn e N cn F. Bernard CPPM,

46 INFLUENCE DE LA SATURATION ET DE LA SEPARATION DES IMPULSIONS
Log10(E(GeV)) Volume effectif par rapport au cas d’une 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 % au-dessus de quelques PeV F. Bernard CPPM,

47 PERSPECTIVES L’astronomie 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 km3 ) couverture de l’ensemble de la voute céleste et coordination des différents projets internationaux. F. Bernard CPPM,

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

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