Le Télescope à
Neutrinos ANTARES
JeanPierre Ernenwein Université de Haute Alsace
(pour la collaboration ANTARES )
Journées de la SF2A 2005 , 30 juin 2005
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
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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 :
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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,
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Quels processus ?
Interactions hadroniques
p/A + p/γ → π0 + π± + ...
↓ ↓ γ γ νµ µ ↓
νµ νe e
ν?
Avec le rapport 1:2:0pour νe:νµ:ντ Interactions
électromagnétiques rayons X
e → photons
( Comptoninverse (
γ
), Emission synchrotron )RADIO OPTIQUE
M 87
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ANTARES detection principle Principe de détection du neutrino
ν
µ
γ
č43°
2500 m
sous la mer
p
ν
µν
µp, 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)
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© 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
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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)
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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
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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
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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.
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Surfaces effectives
Aeff = surface d’un détecteur parfait, qui aurait une efficacité de 100%.
νµ: absorption 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
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Sensibilité : Flux diffus
Oscillations des neutrinos νe:νµ:ντ = 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
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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 :
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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
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Connexion de la PSL
Mars 2003
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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
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Actuellement sous l’eau : MILOM
3 modules optiques
Émetteur à LEDs
Différence des temps d’arrivée sur 2 PMs (signal de haute intensité)
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Actuellement sous l’eau : MILOM
Bioluminescence : taux de comptage mesurés
par les modules optiques
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