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NOTRE ITINERAIRE ...

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  1. CARACTERISATION DES PERFORMANCES D’UN TELESCOPE SOUS-MARIN A NEUTRINOS POUR LA DETECTION DE CASCADES CONTENUES DANS LE CADRE DU PROJET ANTARESF. BernardSoutenance de thèsevendredi 8 décembre 2000Centre de Physique des Particules de Marseille

  2. NOTRE ITINERAIRE ... • Concevoir un télescope à neutrinos de haute énergie :pourquoi,comment, qui ? • Détecter les différentes saveurs de neutrinos :pourquoi,comment, combien ? • Caractériser les performances pour la détection des e : • Construction des outils de simulation • Méthode de reconstruction • Sélection des événements • Performances d’un détecteur de 1000 PMs • Influence de différents paramètres Cadre : détection des νe de HE (>100 GeV) (cascades électromagnétiques contenues) CPPM, 8. 12. 2000

  3. CONCEPTION D’UN TELESCOPE A NEUTRINOS • Concevoir un télescope à neutrinos de haute énergie :pourquoi,comment, qui ? • Motivations scientifiques • Intérêt des  • Mécanismes de production • Flux attendus • Principe de détection • Expériences en cours / projet • Présentation d’ANTARES • Détecter les différentes saveurs de neutrinos : pourquoi,comment, combien ? • Caractériser les performances pour la détection des e CPPM, 8. 12. 2000

  4. MOTIVATIONS SCIENTIFIQUES Nombreuses questions ouvertes en Physique des Hautes Energies et en Astrophysique : • Origine des rayons cosmiques de haute énergie ? • Fonctionnement des sources astronomiques ? • Existence de défauts topologiques ? • Nature de la matière noire ? • Oscillations des neutrinos ? • Et bien d’autres . . . il est important de : • sonder l’Univers proche et lointain à très haute énergie ( >100 GeV jusqu’à >1020 eV ), • dépasser les limites des accélérateurs terrestres CPPM, 8. 12. 2000

  5. UNE NOUVELLE FENETRE D’OBSERVATION SUR L’UNIVERS Besoin d’observations, • MAIS ... • Protons : déviés par les champs magnétiques • (sauf > 1019 eV  projet AUGER) • Neutrons :courte durée de vie • 1 EeV  10 kpc ( < notre Galaxie !) • Photons : • sensibles à l’effet GZK(limite la vision de l’Univers au-delà de ~10 TeV) • absorbés dans la matière (sources cachées) • manque de contraintes sur les mécanismes de production • limites observationnelles Neutrinos : OPPORTUNITÉ UNIQUE ! CPPM, 8. 12. 2000

  6. p/A + p/A/ 0 + +/K+ + -/K- + ... Particule accélérée Cible -+ ++  +  Photons Neutrinos muoniques e++e+ e++e+ Neutrinos électroniques PRODUCTION DE NEUTRINOS DE HAUTE ENERGIE (I) Accélération Cosmique + Cascade Hadronique • Suivant le site d’accélération et la cible, on peut distinguer plusieurs sources : • diffuses et garanties (atmosphère, plan galactique, rayonnement fossile) , • probables galactiques (SNR, binaires X) , • probables extragalactiques (AGN, GRB) , • imprévues ? CPPM, 8. 12. 2000

  7. PRODUCTION DE NEUTRINOS DE HAUTE ENERGIE (II) Sans Accélération (désintégration/annihilation de particules très massives) • Matière noire non baryonique • pourrait être constituée de neutralinos, particule supersymétrique la plus légère • accumulation par gravité au centre de la Terre ou du Soleil et annihilation  neutrinos • Défauts topologiques • reliquats possibles des transitions de phase avec brisure de symétrie aux débuts de la formation de l’Univers • exemples : monopôles magnétiques, cordes cosmiques • pourraient s’effondrer ou perdre spontanément beaucoup d’énergie  neutrinos CPPM, 8. 12. 2000

  8. e + e +  +  SPECTRES ATTENDUS Neutrinos atmosphériques Neutrinos galactiques E.d/dE (cm-2 s-1 sr-1) NMB Neutrinos cosmologiques AGN modèles génériques SDSS PRO AGN modèles de blazar MRLB Défauts topologiques EMPRS BHA GAL SIGL COS4 TeV PeV EeV ZeV YeV  atm. prédominent Log10(E(GeV)) • Flux attendus faibles et incertains • grande surface de détection: ~ 1 km2 • Séparer les flux cosmiques du fond de  atmet discriminer les modèles de  cosmiques • résolution en énergie et angulaire CPPM, 8. 12. 2000

  9. Atmosphère  Détecteur  non contenu Terre Eau ou Glace Cascade contenue e PRINCIPE DE DETECTION • Les neutrinos interagissent avec la matière autour ou dans le détecteur. • Le muon ou la cascade émet de la lumière par effet Čerenkov, dans l’eau ou la glace. • Une matrice 3Dde PMs mesure ce rayonnement Čerenkov. • Temps d’arrivée direction du  • Amplitudes  énergie du  CPPM, 8. 12. 2000

  10. EXPERIENCES EN COURS OU EN PROJET • BAÏKAL : Lac Baïkal, Sibérie, 1100 m, 1998 : NT-200 : 8 lignes, ~ 200 PMs • AMANDA : Pôle Sud, Antarctique, 2000 m, 1997 : AMANDA-B : 10 lignes, ~ 300 PMs2000 : AMANDA-II : 19 lignes, ~ 700 PMs 2008 : ICECUBE : ~ 80 lignes, ~ 5000 PMs • NESTOR : Pylos, Grèce, 3800 m, 1 tour, 168 PMs, en phase R&D • ANTARES : Toulon, France, 2400 m, 2003 : ANTARES : ~ 10 lignes, ~ 1000 PMs CPPM, 8. 12. 2000

  11. LE PROJET ANTARES Un programme de R&D en plusieurs étapes, né en 1996 : • Évaluation des sites • Bruit de fond • Salissure • Transparence • Prototype : prouver la faisabilité technique construction, déploiement, connexion, positionnement acoustique • Simulations informatiques • Télescope de première génération : ~ 1000 PMs, ~ 0.1 km2 CPPM, 8. 12. 2000

  12. y x R = 112 m SCHEMA DU DETECTEUR Station côtière vue de dessus Câble sous-marin électro-optique ~40km module optique hydrophone LCM, compas, inclinomètre flotteur ~60m 2400m 300m actif conteneur pour l’électronique câbles de lecture 100m boîte de jonction CPPM, 8. 12. 2000 ancre balise acoustique

  13. DETECTION DES DIFFERENTES SAVEURS DE NEUTRINOS • Concevoir un télescope à neutrinos de haute énergie : pourquoi,comment, qui ? • Détecter les différentes saveurs de neutrinos :pourquoi,comment, combien ? • Sur le rapport entre saveurs (e /  /  ) • Classification des types d’événements • Processus, taux et bruits de fond pour chaque type d’événement • Caractériser les performances pour la détection des e CPPM, 8. 12. 2000

  14. SUR LE RAPPORT ENTRE SAVEURS ( e /  /  ) • Le rapport des flux des différentes saveurs dépend des mécanismes de production et des oscillations de neutrinos • ex: p+p  ++p  +++p  e++e+++p ( e /  /  ) = ( 1 / 2 / 0 )en tenant compte du mélange, pour des hypothèses d'oscillations vraisemblables, ( 1 / 2 / 0 )  ( 1 / 1 / 1 ) • Les modèles théoriques récents en tiennent compte • D’un côté, le mélange des saveurs diminue les contraintes sur les mécanismes de production, • d’un autre côté, les saveurs autres que  sont enrichies. CPPM, 8. 12. 2000

  15.      e DETECTION DES DIFFERENTES SAVEURS : CLASSIFICATION DES TYPES D’EVENEMENTS volume de visibilité volume instrumenté CPPM, 8. 12. 2000

  16. atm atm BRUITS DE FOND atm volume instrumenté volume de visibilité CPPM, 8. 12. 2000

  17. Taux d'événements dans le détecteur = FluxSection efficaceTransmission dans la Terre • Pour les e l’interaction e + e-  W- résonante à 6.3 PeV résonance de Glashow  1000 HERA SECTIONS EFFICACES CPPM, 8. 12. 2000

  18. UNE CASCADE CONTENUE eN cc , N cn , N cc ( si E  200 TeV )    atm (freinage)  atm (désintégration) —  atm (ATM)   agn (NMB)   agn (SDSS)   agn (PRO)   dN/dlog10(E) (an-1 km-3)                                  Log10(Evisible(GeV)) • Facteur de réjection nécessaire des atm ~ 2000 • atm dominent  10 TeV • au-delà : NMB  2600 événements / an / km3 • SDSS  4100 événements / an / km3 • PRO  240 événements / an / km3 CPPM, 8. 12. 2000

  19.   atm (freinage) —  atm (ATM)   agn (NMB)   agn (SDSS)   agn (PRO) dN/dlog10(E) (an-1 km-3) Log10(Evisible(GeV)) UNE CASCADE + UNE TRACE N cc , N cc ( si  ou E  20 PeV ) • E  10 TeV : NMB  1200 événements / an / km3 • SDSS  1900 événements / an / km3 • PRO  140 événements / an / km3 CPPM, 8. 12. 2000

  20.   agn (NMB)   agn (SDSS)   agn (PRO) dN/dlog10(E) (an-1 km-3) Log10(Evisible(GeV)) DEUX CASCADES (“DOUBLE BANG”) N cc ( si (e ou h) et 200 TeV  E  20 PeV )  atm (ATM) • NMB  70 événements / an / km3 • SDSS  300 événements / an / km3 • PRO  40 événements / an / km3 CPPM, 8. 12. 2000

  21. CARACTERISATION DES PERFORMANCES (ANTARES - 0.1 km2) • Concevoir un télescope à neutrinos de haute énergie : pourquoi,comment, qui ? • Détecter les différentes saveurs de neutrinos : pourquoi,comment, combien ? • Caractériser les performances pour la détection des e : • Construction des outils de simulation • Méthode de reconstruction • Sélection des événements • Performances d’un détecteur de 1000 PMs • Rejet du bruit de fond • Volume effectif • Résolution spectrale • Précision angulaire • Spectres reconstruits, nombres d’événements détectés et contributions des trois saveurs • Influence de différents paramètres CPPM, 8. 12. 2000

  22.  / théorique y / ythéorique SIMULATION D’UN EVENEMENT CONTENU • Nous avons besoin d’outils spécifiques • Pour la cinématique, nous avons choisi LEPTO • Des paramétrisations du rayonnement Čerenkov sont employées à très haute énergie, en particulier pour les cascades électromagnétiques • Pour le bruit de fond et pour une extrapolation au km3, il nous faut une simulation simplifiée CPPM, 8. 12. 2000

  23. z [m] Densité de photons émis ( sr-1) xy [m] dif 1- cos θ APPARENCE D’UNE CASCADE CONTENUE • Une cascade = traces ~ colinéairesde faible extension spatiale émission de lumière ~ ponctuelle  propagation temporelle = onde sphérique distribution des photons sur un cône • Propagation de la lumière dans l’eau : • longueur d’absorption abs  58.7  0.7 m • longueur de diffusion  249  5 m • Bruit de fond optique (40K) : • 40 kHz de coups aléatoires par PM de 10” ,réduit à 80 Hz par des coïncidences locales , importance du filtrage CPPM, 8. 12. 2000

  24. e METHODE DE RECONSTRUCTION (I) • 3 niveaux de sélection des impulsions : • niveau 2 : amplitude > 3 photoélectrons • niveau 1 : idem + coïncidences locales • niveau 0 : tous les coups d’amplitude > 0.5 pe • Filtrage du bruit de fond optique (40K,…) : • difficulté : conserver un bon rejet du bruit de fond provenant des muons atmosphériques • pour chaque niveau de sélection, estimation du nombre moyen de 40K : NK40 • suppression des NK40 coups qui s’écartent le plus de l’hypothèse d’une onde sphérique • Estimation de la position : Onde sphérique Ajustement des temps d’arrivée 2sph CPPM, 8. 12. 2000

  25. Estimation de la direction : Intersection d’un cône fixe et d’une onde plane Z [m] xy [m] Log10 ( Evraie ) Log10 (  Amplitudes ) METHODE DE RECONSTRUCTION (II) • Estimation de l’énergie : CPPM, 8. 12. 2000

  26. Densité de photons émis ( sr-1) METHODE DE RECONSTRUCTION (III) • Ajustement de la direction et de l’énergie : Utilisation des paramétrisations des cascades électromagnétiques • Ajustement des amplitudes mesurées 2a • Ajustement des MOs non touchés 2p CPPM, 8. 12. 2000

  27. CONDITIONS DES SIMULATIONS • 2 types d ’événements (simulation détaillée) : • e N cc et  N cn • Géométrie : • 13 lignes 30 étages ( 60 m  12 m ) • 3 MOs par étage ( 45° sous l ’horizontale ) • Paramètres environnementaux : • l’absorption domine la diffusion • abs = 55 m ( à 466 nm ) • bruit optique continu 40 kHz • Photomultiplicateurs : • Hamamatsu 10” R7081-20 • Résolution temporelle TTS = 1.3 ns • Electronique parfaite ( à 1 ns ) • Positionnement et calibration parfaits CPPM, 8. 12. 2000

  28. SELECTION : DECLENCHEMENT • Fenêtre de déclenchement adaptée à la taille du détecteur  5 s • Minimum de lignes et d’étages sélectionnés :  5 étages  3 lignes •  Efficacité du déclenchement : • garde 93% du signal bien reconstruit • rejette 58% du signal mal reconstruit CPPM, 8. 12. 2000

  29. PRESELECTION • Réduire fortement le bruit de fond en utilisant le 2 correspondant à l’hypothèse de sphéricité •  Efficacité de la présélection : • garde 87% du signal bien reconstruit • rejette 51% du signal mal reconstruit • rejette 97% du bruit de fond CPPM, 8. 12. 2000

  30. SELECTION : SPHERICITE • Optimisation de la coupure précédente : 2sph  sphéricité de la lumière reçue •  Efficacité de cette condition : • garde 85% du signal bien reconstruit • rejette  99.2% du bruit de fond CPPM, 8. 12. 2000

  31. SELECTION : PMs NON TOUCHES • Coupure optimisée sur : 2p  compatibilité entre l’hypothèse d’une cascade contenue et les MOs non touchés •  Efficacité de cette condition : • garde 96% du signal bien reconstruit • rejette  97% du bruit de fond CPPM, 8. 12. 2000

  32. SELECTION : AMPLITUDES MESUREES • Coupure optimisée sur : 2a  compatibilité entre l’hypothèse d’une cascade contenue et les amplitudes mesurées •  Efficacité de cette condition : • garde 64% du signal bien reconstruit • rejette  98% du signal mal reconstruit • rejette  98.9% du bruit de fond CPPM, 8. 12. 2000

  33. SELECTION : VOLUME FIDUCIEL événements montants événements descendants •  Efficacité de cette condition : • garde 56% du signal bien reconstruit • rejette  95% du signal mal reconstruit • rejette  99.99% du bruit de fond CPPM, 8. 12. 2000

  34. REJET DU BRUIT DE FOND • Efficacité globale des coupures précédentes : • garde 24% du signal bien reconstruit • rejet du signal mal reconstruit  1.5 103 • rejet du bruit de fond  4.3 106 • Estimation du rejet du bruit de fond limitée par les statistiques simulées • Aucun événement reconstruit et accepté par l’analyse • limites à 90% de niveau de confiance par décade d’énergie ( représentées ci-après, avec les spectres reconstruits ) • Rejet efficace au moins au-delà de 10 TeV • Si l’on relâche légèrement toutes les coupures, ces limites supérieures deviennent des taux effectifs. CPPM, 8. 12. 2000

  35. VOLUME EFFECTIF DE DETECTION • L’efficacité de détection • est quantifiée par le volume effectif • dépend de l’énergie et de l’angle zénithal • seuil : ~ 200 GeV (e N cc), ~ 1 TeV ( N cn), • volume effectif max : ~ 8 10-3 km3 (10 TeV  1 PeV) • légère diminution (-30%) au-delà du PeV • efficacité isotrope pour des  ascendants, -50% pour des  descendants verticalement  4 sr CPPM, 8. 12. 2000

  36. RESOLUTION EN ENERGIE Résolution sur E : ~ 14 % indépendante de l’énergie résolution sur E pour les muons traversants : facteur 3 à basse énergie, facteur 2 à haute énergie CPPM, 8. 12. 2000

  37. PRECISION ANGULAIRE Résolution sur (,) : ~ 1-2  entre 1 TeV et 1 PeV Plus précisément : médiane (e N cc) = 1.8 , médiane ( N cn) = 1.3  résolution sur (,)pour les muons traversants ~ 0.2  CPPM, 8. 12. 2000

  38. SPECTRES RECONSTRUITS e N cc ,  N cn ,  N cc   atm (freinage) (lim. sup. 90%CL)  atm (désintégration) (lim. sup. 90%CL) —  atm (ATM)   agn (NMB)   agn (SDSS)   agn (PRO) dN/dlog10(E) ( an-1 ) Log10(Ereconstruite(GeV)) Nombres moyens d’événements par an, avec Erec  100 GeV 1 TeV 10 TeV 100 TeV 1 PeV ATM  26 11 1 0.05 10-3 NMB  30 29 19 6 0.4 SDSS  33 32 24 10 1 PRO  1 1 1 0.8 0.2 CPPM, 8. 12. 2000

  39. EFFETS SYSTEMATIQUES DE DIFFERENTS PARAMETRES • Différentes hypothèses utilisées dans les simulations sont peut-être trop optimistes  étudier les effets systématiques de ces paramètres sur les performances obtenues • Nous avons étudié l’effet des paramètres suivants en employant des valeurs pessimistes • Séparation des coups successifs(30 ns)  pas de dégradation des résultats • Saturation des amplitudes (50 pe)  résolution spectrale devient ~ 22 % volume effectif diminue d’environ 70 % au-dessus de quelques PeV CPPM, 8. 12. 2000

  40.  5  8  10  15 EXTRAPOLATION POUR LE km3 • Pour discriminer les modèles astrophysiques et étudier des sources ponctuelles, il faut ~ 100 lignes • Comparaison des volumes effectifs à résolution angulaire et spectrale équivalente, pour le détecteur précédent(A)et deux extrapolations : • (B)  100 lignes 60 m 28 étages 12 m • (C)  100 lignes 100 m 28 étages 20 m C B A CPPM, 8. 12. 2000

  41. CONCLUSIONS • Nous avons caractérisé les performances d’un télescope sous-marin de 1000 PMs pour les e de haute énergie : • Adaptation des outils de simulation • Mise au point d’une méthode de reconstruction et de sélection des événements • Efficacité de détection : • seuil : ~ 200 GeV • volume effectif : ~ 8 10-3 km3(10 TeV  1 PeV) • ouverture angulaire : 4 sr • Résolution spectrale (E) : ~ 14 % • Précision angulaire (,) : ~ 2  • Rejet efficace du bruit de fond • Taux d’événements d’origine cosmique : • ~ 30 / an (modèles NMB ou SDSS) CPPM, 8. 12. 2000

  42. EVALUATION DES SITES (I) • 1- Bruit de fond • pics( ~ 0.1-1 MHz ) : biolum. excitée  3-4 temps mort • continu ( ~ 40 kHz ) :40K + biolum.  coïncidence temporelle locale (20 ns)  taux < 80 Hz • 2- Salissure • dépôt d’un film bactérien + sédimentation diminutionde la transparence des MOs • à l ’horizontale  1.5  (en 8 mois) • effet faiblesi les PMs regardent vers le bas CPPM, 8. 12. 2000

  43. dif 1- cos θ EVALUATION DES SITES (II) • 3- Transparence de l’eau • mesure avec une LED pulsée ( = 460 nm) à 24 m età 44 m • longueur d’absorption abs  58.7  0.7 m • longueur de diffusion  249  5 m • angle moyen de diffusion cos θ  0.79  0.03 CPPM, 8. 12. 2000

  44. RESOLUTION ANGULAIRE Signification statistique FWHM FWHM (e N cc) : 2.0 FWHM ( N cn) : 1.2 Rayon du pixel (e N cc) : 1.9 Rayon du pixel ( N cn) : 1.3 CPPM, 8. 12. 2000

  45.  N cc  N cn  N cn e N cn e N cc  N cc  N cn  N cn e N cn e N cc Log10(Ereconstruite(GeV)) CONTRIBUTIONS DES DIFFERENTES SAVEURS CPPM, 8. 12. 2000

  46. Volume effectif par rapport au cas d’une électronique parfaite Log10(E(GeV)) INFLUENCE DE LA SATURATION ET DE LA SEPARATION DES IMPULSIONS • Séparation pessimiste des coups successifs  pas de dégradation des résultats • Saturation pessimiste des amplitudes  résolution spectrale devient 22 % volume effectif diminue d ’environ 70 % au-dessus de quelques PeV CPPM, 8. 12. 2000

  47. PERSPECTIVES • L’astronomie neutrino est en train de naître grandes potentialités de découverte • Les premiers muons ascendants issus de atm ont été observés principe validé • La détection de e semble possible suscite des études complémentaires • reconstruction du “double-bang” • séparation des 4 topologies • détecteurs de deuxième génération ( ~ 1 km3 ) • couverture de l’ensemble de la voute céleste et coordination des différents projets internationaux. CPPM, 8. 12. 2000

  48. RESOLUTION EN ENERGIEANOMALY (I) ? CPPM, 8. 12. 2000

  49. RESOLUTION EN ENERGIEANOMALY (II) ? CPPM, 8. 12. 2000

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