Discussion

Ces pr´edictions ne peuvent en aucun cas ˆetre consid´er´ees comme des contraintes sur les mod`eles mais uniquement comme des estimations. En effet, les extrapolations (β, fluence γ), les limites (´energie de coupure) et les d´efinitions des param`etres libres (ξe et ξB) sont trop nombreuses.

Comment se compare ce nombre d’´ev´enements du signal au nombre d’´ev´enements issus du bruit de fond ?

La d´etection d’´ev´enements provenant d’un sursaut n’est possible que s’ils surpassent le nombre d’´ev´enements dˆus au bruit de fond. Ceux-ci sont estim´es dans une fenˆetre angulaire de 0.5o et suivant le flux de Volkova [89]. En effet, la dominante de bruit de fond pour les ´ev´enements montants est repr´esent´ee par les neutrinos atmosph´eriques, source de bruit irr´eductible provenant de l’interaction des rayons cosmiques avec les nucl´eons de la haute atmosph`ere.

Les figures 4.17 et 4.18 reprennent respectivement les distributions des nombre d’´ev´ene-ments attendus pour les sursauts de l’´echantillon 3 et 4 et des nombres d’´ev´ened’´ev´ene-ments de bruit de fond associ´es.

Les nombres d’´ev´enements dˆus au signal et au bruit de fond sont en moyenne res-pectivement de 1.15 ∗ 10−5 et 10−9. Ces nombres d´emontrent alors un tr`es bon rapport signal sur bruit, de l’ordre de 10000. Toutefois, le nombre d’´ev´enements dˆus au signal n’a alors jamais atteint 1 ni pour les d´etections BATSE ni pour les d´etections Swift. Pour les sursauts les plus lumineux, le nombre d’´ev´enements peut atteindre 2 ∗ 10−4.

4.5. APPLICATION AUX DONN ´EES DE SWIFT (BAT) 153

Fig. 4.16 – Surface effective du d´etecteur vis-`a-vis des neutrinos muoniques Aν. Elle d´epend de la probabilit´e de survie du neutrino `a travers la Terre, de la section efficace d’interaction du neutrino, de la densit´e de nucl´eons-cibles, du libre parcours moyen du muon et de la surface effective vis-`a-vis des muons qui tient compte de la g´eom´etrie et des propri´et´es du d´etecteur.

Contribution au flux diffus de neutrinos

Prenant en compte la moyenne du flux de neutrinos sur les d´erivations des d´etections de Swift soit sur N=59 sursauts (avec redshift), nous pouvons en d´eduire, `a partir du nombre de sursauts apr`es correction du champ de vue de BAT (fov), la contribution d’´eventuels neutrinos issus des sursauts gamma au flux diffus de neutrinos d´efinie ainsi :

1 N N X i dNi dEi Ω

4π.an ∗ Nsursaut avec Nsursaut = NSwif t

4π

f ov ^(4.20)

Cette contribution est pr´esent´ee sur la figure 4.19 et y est compar´ee `a la limite de Waxman-Bahcall, en vert, qui a ´et´e introduite dans ce chapitre comme une limite d´eriv´ee de l’hypoth`ese que les sursauts gamma sont `a l’origine des rayons cosmiques extragalac-tiques. Nous pouvons d´eceler dans cette figure la compatibilit´e entre les deux flux diffus. La courbe rouge repr´esente la pr´ediction faite en consid´erant un spectre moyen de type Waxman-Bahcall [75].

Entries 58 Mean -4.952 RMS 0.6589 Log10[NbEvent] -7 -6.5 -6 -5.5 -5 -4.5 -4 -3.5 -3 0 1 2 3 4 5 6 7 Entries 58 Mean -4.952 RMS 0.6589 NbEvent Entries 58 Mean -9.163 RMS 0.707 Log10[NbNoise] -11 -10 -9 -8 -7 -6 -5 0 1 2 3 4 5 6 Entries 58 Mean -9.163 RMS 0.707 NbNoise

Fig. 4.17 – Distributions des nombre d’´ev´enements (gauche) attendus pour les sursauts de l’´echantillon 3 et des nombres d’´ev´enements de bruit de fond associ´es (droite)

Fig. 4.18 – Distributions des nombre d’´ev´enements (gauche) attendus pour les sursauts de l’´echantillon 4 et des nombres d’´ev´enements de bruit de fond associ´es (droite)

Une nette diff´erence apparaˆıt en comparaison du spectre moyen de type Waxman-Bahcall (courbe rouge), notamment pour les parties centrale et de haute ´energie. L’indice spectral de la partie centrale du spectre d´epend de l’indice spectral basse-´energie du spectre γ. La moyenne de cet indice est de −1.6 ± 0.4 pour les sursauts observ´es par Swift. Ceci implique un indice spectral de la deuxi`eme section du spectre de neutrinos ´egal en moyenne `a 0.6 ± 0.4. L’indice moyen correspondant `a cette section et utilis´e dans

4.5. APPLICATION AUX DONN ´EES DE SWIFT (BAT) 155

Fig. 4.19 – Flux diffus d´eriv´e du flux de neutrinos moyenn´e sur les sursauts Swift (´echantillon 3) compar´e `a la limite Waxman-Bahcall (ligne pointill´ee verte) d´eriv´ee de l’hypoth`ese que les sursauts gamma sont `a l’origine des rayons cosmiques extragalac-tiques. La courbe rouge repr´esente la pr´ediction faite en consid´erant un spectre de type Waxman-Bahcall.

le spectre de Waxman-Bahcall est de 0. La derni`ere partie du spectre (haute-´energie) d´epend du second indice du spectre de neutrinos auquel on retranche 2. L’indice spectral de la partie haute-´energie du spectre de neutrinos est donc −1.4 ± 0.4 alors que l’indice moyen correspondant `a cette section dans le spectre de Waxman-Bahcall est de −1. Ces diff´erences s’expliquent par le fait que le spectre en noir tient compte de la variabilit´e des param`etres d’un sursaut `a un autre alors que le spectre de Waxman-Bahcall correspond au flux diffus d´eriv´e du spectre d’un sursaut moyen.

Cons´equences d’une ´eventuelle d´etection d’un ´ev´enement ν

La d´etection de neutrinos, mˆeme en tr`es petit nombre, en corr´elation avec un (ou plusieurs) sursaut(s) gamma serait une preuve irr´efutable d’acc´el´eration hadronique aux ´energies ultra-hautes au sein d’acc´el´erateurs cosmiques.

En conclusion, quelques remarques sont n´ecessaires. Certes, le nombre d’´ev´enements pr´edit est faible au vu d’une d´etection. Cependant, cette pr´ediction a ´et´e effectu´ee dans le cas du mod`ele standard de chocs internes (dit de la boule de feu). Dans le mod`ele simple ´etudi´e ici, seule l’acc´el´eration des protons a ´et´e prise en compte. Or, il semble que des noyaux [11] soient ´egalement acc´el´er´es ce qui permettrait une augmentation notable du flux de neutrinos. De plus, le spectre de protons, crucial pour la d´etermination du flux de neutrinos, est normalis´e au spectre d’´electrons impliquant un impact direct sur le nombre d’´ev´enements attendus. Si l’on se place dans le contexte du mod`ele des sursauts choqu´es, d´evelopp´e par Razzaque [80], dans lequel le sursaut gamma est associ´e `a une supernova,

un flux de neutrinos pr´ecurseurs d’´energie de quelques TeV ou dizaines de TeV s’ajoute au cas classique. Ainsi, de meilleures pr´edictions peuvent s’ensuivre.

Passons `a la recherche de ces neutrinos `a partir des donn´ees prises avec cinq lignes durant l’ann´ee 2007.

Chapitre 5

Analyse des donn´ees

Ce chapitre traite de la s´election des donn´ees avant reconstruction. Dans un premier temps, les ´etudes Monte Carlo qui justifient l’utilisation de la logique de d´eclenchement seront pr´esent´ees puis les r´esultats obtenus sur les donn´ees `a cinq lignes soit de f´evrier `a d´ecembre 2007.

5.1 D´efinition de la strat´egie d’analyse

Le but de la proc´edure d’analyse qui a ´et´e d´evelopp´ee durant cette th`ese est de s´electionner les neutrinos pouvant provenir d’une source de type sursaut gamma et de les distinguer du bruit de fond, ceci dans le d´etecteur `a cinq lignes. Toute cette ´etude a ´et´e effectu´ee sur les simulations de neutrinos et de muons dans un d´etecteur `a cinq lignes d´evi´ees par le courant marin (9cm.s−1). Le principe de cette analyse est de conserver le plus d’´ev´enements possible tout au long de la proc´edure et d’appliquer les coupures s´electives entre muons atmosph´eriques et muons provenant de neutrinos seulement apr`es reconstruction.

Ceci n’est r´ealisable que dans le cas unique des sources transitoires telles que les sursauts gamma. Comme, par d´efinition, les sources transitoires ont une dur´ee courte, une prise de donn´ees sans aucun filtrage et autorisant une analyse a posteriori est possible. Dans ANTARES, une prise de donn´ees sp´ecifique est d´eclench´ee, par une alerte de satellite, en parall`ele de la prise de donn´ees standard (dont l’enregistrement en continu est limit´e par la quantit´e de donn´ees). La proc´edure d’analyse a posteriori de cet ´echantillon brut est donc compl`etement libre et a ´et´e optimis´ee pour les donn´ees `a cinq lignes dans le cadre de cette th`ese.

La logique de d´eclenchement a ´et´e choisie sur un crit`ere de moindre rejet c’est-`a-dire avec une bonne efficacit´e de d´eclenchement mais ´egalement sur des crit`eres de d´ependances en bruit de fond optique et en la g´eom´etrie du d´etecteur consid´er´e. La logique s´electionn´ee requiert un faible nombre de co¨ıncidences locales (co¨ıncidence temporelle au mˆeme ´etage) ce qui assure une bonne efficacit´e et un grand nombre d’´ev´enements s´electionn´es.

Une reconstruction des traces des ´ev´enements ainsi s´electionn´es est ensuite appliqu´ee. La m´ethode choisie est rapide (car initialement d´evelopp´ee pour une utilisation online)

et bas´ee sur un principe de minimisation de χ2 des diff´erents ajustements r´ealis´es. A la suite de la reconstruction, la s´election des muons issus de neutrinos vis-`a-vis des muons atmosph´eriques peut ˆetre optimis´ee. Elle porte principalement sur le nombre de lignes, le nombre de hits et le facteur de qualit´e d’ajustement (χ2).

La r´esolution angulaire de cette m´ethode de reconstruction est moins bonne que celle obtenue `a partir d’une reconstruction standard d’ANTARES. N´eanmoins, la connaissance pr´ecise de la position fournie avec l’alerte permet de d´efinir une fenˆetre angulaire de recherche de corr´elation entre un ´eventuel ´ev´enement neutrino et une source de type sursaut gamma. Cette fenˆetre, de faible ouverture angulaire, est optimis´ee pour diff´erentes directions (angles z´enithaux diff´erents) avec des fenˆetres temporelles de recherche variables de mani`ere `a ´ecarter au mieux les neutrinos atmosph´eriques.