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Le Télescope à Neutrinos ANTARES

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Academic year: 2022

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Texte intégral

(1)

  Le Télescope à 

Neutrinos ANTARES

Jean­Pierre Ernenwein Université de Haute Alsace 

(pour la collaboration  ANTARES ) 

Journées de la SF2A 2005 , 30 juin 2005

(2)

30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 2

La collaboration ANTARES

ValenceIFIC IFREMER,Toulon 

& Brest

DAPNIA, Saclay IReS, Strasbourg GRPHE, Mulhouse CPPM Marseille  IGRAP, Marseille COM, Marseille

Moscou ITEP NIKHEF

Amsterdam Groningen

Gênes

CatagneBari Rome

Erlangen

LNS

Pise Bologne

(3)

30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 3

Pourquoi le Neutrino ?

A haute énergie : absorption des photons A haute énergie : absorption des photons

Protons : effet GZK et courbure de la trajectoire par les champs  magnétiques

– Interaction faible → observations sur des distances  cosmologiques, mais nécessité d’un grand volume de  détection.

– Observation du cœur des sources

ν

Avantages du neutrino :

(4)

30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 4

Sources potentielles de   ν   pour  ANTARES

SOURCES GALACTIQUES 

Neutrinos produits par annihilation  de neutralinos (matière noire) au  centre d’objets massifs (soleil,  centre galactique) 

SOURCES EXTRA GALACTIQUES Noyaux actifs de 

galaxies

M 87,  HST

Accélération dans les restes  de supernovae,

Sursauts Gamma Micro Quasars, Pulsars, 

Nébuleuse du  Crabe

Centre galactique,

(5)

30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 5

   Quels processus ?

Interactions  hadroniques

p/A + p/γ  → π0 + π± + ... 

      ↓        ↓       γ γ      νµ  µ        ↓

       νµ νe   e

ν?

Avec le  rapport 1:2:0 

pour νeµτ Interactions 

électromagnétiques rayons X

e  →  photons

( Compton

inverse (

γ

), Emission synchrotron )

RADIO OPTIQUE

M 87

(6)

30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 6

ANTARES detection principle Principe de détection du neutrino

ν

µ

γ

č

43°

2500 m

sous la mer

p

ν

µ

ν

µ

p, α µ

γ

interaction

Lumière Cherenkov induite par le muon  

Matrice de

photomultiplicateurs  

Mesure de la position et du temps  d’arrivée des photons 

Reconstruction de la trajectoire du muon  

(colinéaire au neutrino à haute énergie)

(7)

30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 7

© F. Montanet

• 12 lignes

• 25 étages / ligne

• 3 PMs / étage

• 900 PMs

~70 m

100 

m

350 m 14.5 m

Câbles de connection Boîte de  jonction

Câble sur 40 km  jusqu’à la côte

Socle et connecteur Déploiement de 2005 à 2007

Un étage

Profondeur : 2500m

(8)

30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 8

Détail d’un étage

 Emetteur optique

Calibration en  temps à l’aide de 

diodes bleues

Un étage

Module Optique :  PM 10 pouces

Photomultiplicateur Bouclier  magnétique Gel Optique

LED

Sphère en  verre

Carte 

électronique  

 

Local Control Module  (cylindre de Titane) Contient les cartes électroniques 

(numérisation du signal des PMs,  déclenchement, inclinomètres, 

positionnement acoustique, réseau) 

(9)

30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 9

Près de Toulon (42º50’N,  6º10’E), à une 

profondeur de 2500 m.

Site ANTARES, ciel observable

0.5 π sr  de recouvrement permanent

IceCube, AMANDA (Pole Sud) 2π sr

Coordonnées  galactiques

Coordonnées  galactiques

Centre galactique observable pendant  les  2/3 du temps de fonctionnement

ANTARES (42.5o N) 3.5π sr

(10)

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ν

µ

cinématique reconstruction

Résolution angulaire

E

µ 

>10 TeV

Estimée par simulation Monte Carlo : électronique, absorption et  diffusion de la lumière Cherenkov, bruits de fond : 40K + bactéries  bioluminescentes : 60 kHz 

Résolution  angulaire < 0.2°

λabs  ~ 26/60 m @ 370/470 nm

λeff (diffusion)~ 100/300 m @ 370/470 nm

Qualité de l ’eau 

(11)

30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 11

Résolution en énergie

 10 GeV < E

µ

 < 100 GeV  : 

méthode = longueur de la trace du muon  E

µ

>1 TeV  : méthode = quantité de lumière  ⇒ évaluation de l’énergie avec un facteur 

d’incertitude de 2 à 3.

(12)

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Surfaces effectives 

Aeff = surface d’un détecteur parfait, qui  aurait une efficacité de 100%.

νµabsorption dans la  terre aux ultra hautes  énergies

En muons

En neutrinos muoniques

10 TeV 10 TeV

0.2 m2

~20000 m2

Aeff = nombre d’événements détectés par  unité de temps  /   flux incident

(13)

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Sensibilité : Flux diffus

Oscillations des neutrinos    νeµτ = 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  νe et ντ sont en 

cours 

 

les limites  données ne  concernent que 

les neutrinos  muoniques 

(14)

30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 14

Sensibilité aux sources ponctuelles

Amanda a la sensibilité  requise.

Antares atteindra cette  sensibilité en un an MACRO

Exemple de flux  provenant de micro­

quasars : modèle de C. 

Distefano et al :

(15)

30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 15

10min

Taux de comptage (kHz)

temps

40K + bactéries

Un secteur en 2003 (PSL)

Profiler for  Sea currant 

(ADCP)  Probe for salinity and 

temperature (CTD)  Probe for  Sound velocity 

Junction Box 

LED Beacon 

Laser Beacon  Seismograph 

hydrophones  hydrophone 

5 Storeys of    Optical Modules 

Anchor with  electronics 

containers  Link Cables   

5 étages

Boîte de  jonction

Connexion à la boîte de  jonction en mars 2003

Opérations de  déploiement  et connexion 

réussies

Contrôle  depuis la 

côte  fonctionnel 

Fuite dans un  LCM

Fibre optique  endommagée  dans le câble

flash

Corrélation entre activité de  bio­luminescence et vitesse  du courant marin

Animaux bio­luminescents

(16)

30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 16

Connexion de la PSL  

Mars 2003

(17)

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

(18)

30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 18

Actuellement sous l’eau : MILOM

3 modules  optiques

Émetteur à  LEDs

Différence des temps d’arrivée sur 2 PMs (signal de haute  intensité)

(19)

30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 19

Actuellement sous l’eau : MILOM

Bioluminescence :  taux de comptage mesurés 

par les modules optiques

(20)

30 juin 2005 Semaine de l ’Astrophysique Française 20

Le futur

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

La MILOM a montré la faisabilité de l ’expérience  

ANTARES dans sa géométrie définitive.  

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