Le Télescope à Neutrinos ANTARES

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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 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 30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française

3 Semaine de l ’Astrophysique Française
Pourquoi le Neutrino ? A haute énergie : absorption des photons n Protons : effet GZK et courbure de la trajectoire par les champs magnétiques Avantages du neutrino : Interaction faible  observations sur des distances cosmologiques, mais nécessité d’un grand volume de détection. Observation du cœur des sources 30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française

4 Sources potentielles de n pour ANTARES
Nébuleuse du Crabe SOURCES GALACTIQUES Accélération dans les restes de supernovae, Pulsars, Micro Quasars, Centre galactique, Neutrinos produits par annihilation de neutralinos (matière noire) au centre d’objets massifs (soleil, centre galactique) Noyaux actifs de galaxies M 87, HST SOURCES EXTRA GALACTIQUES Sursauts Gamma 30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française

5 Semaine de l ’Astrophysique Française
Quels processus ? rayons X e  photons ( Compton inverse (g), Emission synchrotron ) RADIO OPTIQUE Interactions électromagnétiques M 87 p/A + p/g  p p + ...   g g nm m  nm ne e n? Avec le rapport 1:2:0 pour ne:nm:nt Interactions hadroniques 30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française

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

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

8 Détail d’un étage Sphère en verre Carte électronique LED
Module Optique : PM 10 pouces Photomultiplicateur Bouclier magnétique Gel Optique LED Sphère en verre Carte électronique Emetteur optique Calibration en temps à l’aide de diodes bleues Local Control Module (cylindre de Titane) Contient les cartes électroniques (numérisation du signal des PMs, déclenchement, inclinomètres, positionnement acoustique, réseau) Un étage 30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française

9 Semaine de l ’Astrophysique Française
Site ANTARES, ciel observable Près de Toulon (42º50’N, 6º10’E), à une profondeur de 2500 m. Coordonnées galactiques ANTARES (42.5o N) 3.5p sr 0.5 p sr de recouvrement permanent Centre galactique observable pendant les 2/3 du temps de fonctionnement Coordonnées galactiques IceCube, AMANDA (Pole Sud) 2p sr 30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française

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

11 Résolution en énergie 10 GeV < Em < 100 GeV :
méthode = longueur de la trace du muon Em>1 TeV : méthode = quantité de lumière  évaluation de l’énergie avec un facteur d’incertitude de 2 à 3. 30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française

12 Semaine de l ’Astrophysique Française
Surfaces effectives En muons Aeff = surface d’un détecteur parfait, qui aurait une efficacité de 100%. ~20000 m2 Aeff = nombre d’événements détectés par unité de temps / flux incident En neutrinos muoniques 0.2 m2 10 TeV nm: absorption dans la terre aux ultra hautes énergies 10 TeV 30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française

13 Sensibilité : Flux diffus
Oscillations des neutrinos  ne:nm:nt = 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 ne et nt sont en cours les limites données ne concernent que les neutrinos muoniques 30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française

14 Sensibilité aux sources ponctuelles
Exemple de flux provenant de micro-quasars : modèle de C. Distefano et al : MACRO Amanda a la sensibilité requise. Antares atteindra cette sensibilité en un an 30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française

15 Un secteur en 2003 (PSL) Connexion à la boîte de jonction en mars 2003 Fuite dans un LCM Fibre optique endommagée dans le câble Opérations de déploiement et connexion réussies Contrôle depuis la côte fonctionnel flash Corrélation entre activité de bio-luminescence et vitesse du courant marin Animaux bio-luminescents 10min Taux de comptage (kHz) temps 40K + bactéries 5 étages Boîte de jonction 30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française

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

17 Actuellement sous l’eau : 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 30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française

18 Actuellement sous l’eau : MILOM
Différence des temps d’arrivée sur 2 PMs (signal de haute intensité) 3 modules optiques Émetteur à LEDs 30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française

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

20 Le futur La MILOM a montré la faisabilité de l ’expérience ANTARES dans sa géométrie définitive. La ligne 1 est actuellement en phase de montage, des tests et améliorations sont en cours, d’après les résultats du déploiement d’une 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 30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française