Taux d'evenements reconstruits et acceptes

Ee 0.1-1 TeV 1-10 TeV 10-100 TeV 0.1-1 PeV 1-10 PeV 10-100 PeV

min 6.0 7:010;2 7:410;4 1:510;5 2:910;7 6:110;9

Nattendus(an;1) 3:2105 87 2:410;2 6:310;6 1:710;9 4:510;13

Nsimules 6:0104 500 500 500 500 500 Temps d'exposition

correspondant ^{68 jours 5.7 ans 2}:1104ans 7:9107ans 3:01011ans 1:11015ans Limites de Poisson

(90%CL) :

Nacceptes(an;1) < 15 < 0:46 < 1:310;4 < 3:510;8 < 9:410;12 < 2:610;15

Racceptes < 0:91 < 4:510;2 < 1:610;4 < 7:710;7 < 1:010;8 < 2:010;9

Tableau 5.2: Resume des statistiques du bruit de fond simule et des limites sur les taux d'evenements reconstruits et acceptes pour la topologie 2.5.1.2 (desintegration en vol d'un muon atmospherique). Les notations sont denies dans le texte.

ble de rel^acher legerement toutes les coupures, en adoptant des prols plus grossiers, de maniere a augmenter l'ecacite de detection du signal d'environ 10%, tout en recuperant moins de trois evenements de bruit de fond par decade de sorte que les limites superieures deviennent des taux eectifs de bruit de fond.

5.6 Taux d'evenements reconstruits et acceptes

Ayant caracterise le volume eectif, les resolutions angulaire et spectrale, et le rejet des muons atmospheriques, nous pouvons maintenant comparer dierents modeles de production de neutrinos de haute energie, en termes de taux d'evenements reconstruits et acceptes. Ceux-ci resultent d'une convolution entre le spectre et la distribution zenithale des neutrinos engendres, leur probabilite de transmission jusqu'au detecteur et la section ecace d'interaction, le volume eectif en fonction de l'energie et de la direction, et enn la resolution spectrale du detecteur.

La gure 5.24 nous permet de faire cette comparaison des spectres reconstruits, pour certains des modeles presentes au chapitre 1. Les taux d'evenements attendus par km3 et par an, pour ces m^emes modeles, ont ete presentes de maniere similaire sur la gure 2.9 au chapitre 2. Ici, les processus pris en compte sont (e+e)N cc, (e+e++++)N cnet (+)N cc. Les deux premiers types sont inclus en ponderant les deux lots d'evenementseN ccetN cnqui ont ete simules, reconstruits et acceptes. An d'ajouter la contribution des evenementsN cc

(qui n'ont pas ete simules par manque d'outils adaptes), nous avons suppose que l'ecacite de detection est la m^eme que pour les evenementseN cc, quand le tau se desintegre en un electron ou en hadrons, et avant la n du developpement de la gerbe hadronique, mais qu'elle est nulle quand le tau se desintegre plus loin ou bien en muon. Par ailleurs, la resolution spectrale, seulement pour ces evenementsN cc, est supposee parfaite4. Ainsi, il sut de ponderer les histogrammes correspondant aux taux d'evenements attendus (obtenus au paragraphe 2.6) par le volume eectif dependant de l'energie.

4Il sut en fait de supposer qu'elle est largement meilleure qu'une decade, ce qui se justie puisque seule une petite partie de l'energie s'echappe sous la forme du produit par la desintegration et que le reste est depose de la m^eme maniere que pour un evenementeNcc.

144 Performances attendues d'ANTARES pour la detection dese

Sur la gure, sont representes le modele ATM [40, 41] pour les neutrinos atmospheriques, et les modeles NMB93 [59], SS95 [60, 61] et P96 [62] pour les neutrinos provenant de noyaux actifs de galaxie. Les limites a 90% de niveau de conance sur le bruit de fond des muons atmospheriques (paragraphe 5.5.5) sont egalement indiquees.

Nous pouvons remarquer que les modeles generiques NMB93 et SS95 donneraient des taux d'evenements comparables au bruit de fond (muons et neutrinos atmospheriques) entre 1 et 10TeV (environ une dizaine d'evenements par an) et superieurs de plus d'un ordre de grandeur si l'on place un seuil sur l'energie reconstruite vers 10TeV (auquel cas le taux d'evenements integre serait environ une vingtaine contre moins d'un evenement pour le bruit de fond). En revanche, un modele de blazars comme P96 serait beaucoup plus dicile a detecter : il ne domine le bruit de fond qu'au-dessus de 100TeV et les taux d'evenements integres sont trop faibles (environ 0.8 par an contre 0.05 pour le bruit de fond) pour permettre une detection avec certitude en seulement une annee.

Sur la gure 5.25, nous avons represente les contributions des dierentes saveurs de neutrinos et des dierents processus aux taux d'evenements reconstruits et acceptes. Elles dependent de l'energie et du modele. Nous avons choisi de representer ces proportions seulement pour le modele ATM et le modele NMB93.

Pour les neutrinos atmospheriques, nous pouvons remarquer la tres rapide diminution de la contribution des neutrinos tauiques, due a la faible probabilite d'oscillation ! au-dessus de quelques centaines de GeV. La contribution des neutrinos electroniques par courant neutre est beaucoup plus faible que celle des neutrinos muoniques car les cascades atmospheriques pro-duisent des ux de neutrinos electroniques environ dix fois moindres que les neutrinos muoniques. Quel que soit le modele, la contribution des interactions par courant neutre est defavorisee par la section ecace et diminue avec l'energie a cause du decalage entre l'energie reconstruite et celle du neutrino (en eet, le neutrino ne depose qu'une partie de son energie sous la forme d'une cascade hadronique, et cette partie deposee diminue relativement avec l'energie du neu-trino, ce qui a pour eet de diminuer le rapport entre courant neutre et courant charge). Pour le modele NMB93, nous pouvons remarquer l'importance relative du processus N cc, jusque vers 1PeV. Au-dela, la longueur moyenne de desintegration du tau est superieure a la longueur de developpement de la gerbe hadronique, rendant la reconstruction d'une cascade seule de plus en plus inecace : une autre methode de reconstruction devra ^etre mise au point pour ces evenements a deux cascades.

5.6 Taux d'evenements reconstruits et acceptes 145

Spectres reconstruits

µ_atm(µ→µ+γ) (lim. sup. 90%CL)

µ_atm(µ→ e) (lim. sup. 90%CL)

ν_atm(ATM)

ν_agn(NMB93)

ν_agn(SS95)

ν_agn(P96)

Log₁₀( E^rec / 1 GeV )

dN/dLog 10 (E) [ an -1 ] 10^-4 10^-3 10^-2 10^-1 1 10 10² 10³ 10⁴ 2 3 4 5 6 7 8

Figure 5.24: Taux d'evenements reconstruits et acceptes (apres toutes les coupures) par decade, en sommant les interactions de neutrinos et antineutrinos electroniques par courant charge, les interactions par courant neutre, et les interactions de neutrinos et antineutrinos tauiques par courant charge. Les modeles ATM [40, 41], NMB93 [59], SS95 [60, 61], P96 [62] et leurs hypotheses sont decrits en detail au chapitre 1. Les barres d'erreur correspondent seulement aux statistiques des simulations. Sont egalement representees les limites a 90% de niveau de conance sur le bruit de fond des muons atmospheriques.

146 Performances attendues d'ANTARES pour la detection dese 0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1 2 3 4 5 6 7 8

Proportions des différents processus

ν_τN cc ν_τN cn ν_µN cn ν_eN cn ν_eN cc

ATM

NMB93

Log₁₀( E^rec / 1 GeV )

0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1 2 3 4 5 6 7 8

Figure 5.25: Proportions des dierents processus contribuant aux taux d'evenements reconstruits et acceptes, en fonction de l'energie reconstruite, pour le modele ATM [40, 41] (neutrinos atmospheriques) et le modele NMB93 [59] (neutrinos provenant d'un fond dius de noyaux actifs de galaxie). La contribution du processus