CARACTERISATION DES PERFORMANCES DUN TELESCOPE SOUSMARIN A NEUTRINOS POUR LA DETECTION DE CASCADES C

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CARACTERISATION DES PERFORMANCES
DUN TELESCOPE SOUS-MARIN A
NEUTRINOS POUR LA DETECTION DE
CASCADES CONTENUES DANS LE CADRE
DU PROJET ANTARES F. BernardSoutenance
de thèsevendredi 8 décembre
2000Centre de Physique des Particules de
Marseille
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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 dun détecteur de 1000 PMs
• Influence de différents paramètres
• Cadre détection des ?e de HE (gt100 GeV)
• (cascades électromagnétiques contenues)

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CONCEPTION DUN 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 dANTARES
• Détecter les différentes saveurs de neutrinos
  pourquoi, comment, combien ?
• Caractériser les performances pour la détection
  des ?e

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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 dautres . . .
• il est important de
• sonder lUnivers proche et lointain à très haute
  énergie ( gt100 GeV jusquà gt1020 eV ),
• dépasser les limites des accélérateurs terrestres

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UNE NOUVELLE FENETRE DOBSERVATION SUR
LUNIVERS
Besoin dobservations,

• MAIS ...
• Protons déviés par les champs magnétiques
• (sauf gt 1019 eV ? projet AUGER)
• Neutrons courte durée de vie
• 1 EeV ? 10 kpc ( lt notre Galaxie !)
• Photons
• sensibles à leffet GZK (limite la vision de
  lUnivers au-delà de 10 TeV)
• absorbés dans la matière (sources cachées)
• manque de contraintes sur les mécanismes de
  production
• limites observationnelles

Neutrinos OPPORTUNITÉ UNIQUE !
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PRODUCTION DE NEUTRINOS DE HAUTE ENERGIE
(I)
Accélération Cosmique Cascade Hadronique

• ? Suivant le site daccélération 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 ?

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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
  lUnivers
• exemples monopôles magnétiques, cordes
  cosmiques
• pourraient seffondrer ou perdre spontanément
  beaucoup dénergie ?
  neutrinos

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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
Log10(E?(GeV))
? atm. prédominent

• Flux attendus faibles et incertains
• ? grande surface de détection 1 km2

• Séparer les flux cosmiques du fond de ? atm
  et discriminer les modèles de ? cosmiques
• ? résolution en énergie et angulaire

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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 Cerenkov, dans leau ou la glace.
• Une matrice 3D de PMs mesure ce rayonnement
  Cerenkov.
• Temps darrivée ? direction du ?
• Amplitudes ? énergie du ?

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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 PMs 2000
  AMANDA-II 19 lignes, 700 PMs
  2008 ICECUBE 80 lignes, 5000 PMs
• NESTOR Pylos, Grèce, 3800 m, 1 tour, 168
  PMs, en phase RD
• ANTARES Toulon, France, 2400 m, 2003
  ANTARES 10 lignes, 1000 PMs

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LE PROJET ANTARES

• Un programme de RD 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

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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 lélectronique
câbles de lecture
100m
boîte de jonction
ancre
balise acoustique
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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 dévénements
• Processus, taux et bruits de fond pour chaque
  type dévénement
• Caractériser les performances pour la détection
  des ?e

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SUR LE RAPPORT ENTRE SAVEURS ( ?e / ?? / ??
)

• Le rapport des flux des différentes saveurs
  dépend des mécanismes de production et des
  oscillations de neutrinos
• ex pp ? ?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
• Dun côté, le mélange des saveurs diminue les
  contraintes sur les mécanismes de production,
• dun autre côté, les saveurs autres que ?? sont
  enrichies.

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DETECTION DES DIFFERENTES SAVEURS
CLASSIFICATION DES TYPES DEVENEMENTS
volume de visibilité
volume instrumenté
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BRUITS DE FOND
?atm
volume instrumenté
volume de visibilité
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SECTIONS EFFICACES
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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

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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

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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

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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 dun détecteur de 1000 PMs
• Rejet du bruit de fond
• Volume effectif
• Résolution spectrale
• Précision angulaire
• Spectres reconstruits, nombres dévénements
  détectés et contributions des trois saveurs
• Influence de différents paramètres

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SIMULATION DUN EVENEMENT CONTENU

• Nous avons besoin doutils spécifiques
• Pour la cinématique, nous avons choisi LEPTO

• Des paramétrisations du rayonnement Cerenkov 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

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APPARENCE DUNE 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 leau
• longueur dabsorption ?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

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METHODE DE RECONSTRUCTION (I)

• 3 niveaux de sélection des impulsions
• niveau 2 amplitude gt 3 photoélectrons
• niveau 1 idem coïncidences locales
• niveau 0 tous les coups damplitude gt 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 sécartent le plus
  de lhypothèse dune onde sphérique
• Estimation de la position Onde sphérique

Ajustement des temps darrivée ? ?2sph
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METHODE DE RECONSTRUCTION (II)

• Estimation de lénergie

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METHODE DE RECONSTRUCTION (III)

• Ajustement de la direction et de lénergie

Utilisation des paramétrisations des cascades
électromagnétiques

• Ajustement des amplitudes mesurées ? ?2a
• Ajustement des MOs non touchés ? ?2p

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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
• labsorption 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

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SELECTION DECLENCHEMENT

• Fenêtre de déclenchement adaptée à la taille du
  détecteur ? 5 ?s
• Minimum de lignes et détages sélectionnés

? 5 étages
? 3 lignes

• ? Efficacité du déclenchement
• garde 93 du signal bien reconstruit
• rejette 58 du signal mal reconstruit

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PRESELECTION

• Réduire fortement le bruit de fond en utilisant
  le ?2 correspondant à lhypothèse de sphéricité

• ? Efficacité de la présélection
• garde 87 du signal bien reconstruit
• rejette 51 du signal mal reconstruit
• rejette 97 du bruit de fond

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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

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SELECTION PMs NON TOUCHES

• Coupure optimisée sur ?2p ?
  compatibilité entre lhypothèse dune cascade
  contenue et les MOs non touchés

• ? Efficacité de cette condition
• garde 96 du signal bien reconstruit
• rejette ? 97 du bruit de fond

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SELECTION AMPLITUDES MESUREES

• Coupure optimisée sur ?2a ?
  compatibilité entre lhypothèse dune 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

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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

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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
  lanalyse
• limites à 90 de niveau de confiance par
  décade dénergie ( représentées ci-après, avec
  les spectres reconstruits )
• Rejet efficace au moins au-delà de 10 TeV
• Si lon relâche légèrement toutes les coupures,
  ces limites supérieures deviennent des taux
  effectifs.

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VOLUME EFFECTIF DE DETECTION

• Lefficacité de détection
• est quantifiée par le volume effectif
• dépend de lénergie et de langle 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

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RESOLUTION EN ENERGIE
Résolution sur E? 14 indépendante de
lénergie
résolution sur E? pour les muons traversants
facteur 3 à basse énergie, facteur 2 à haute
énergie
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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 ?
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SPECTRES RECONSTRUITS
?e N cc , ? N cn , ?? N cc
? ? atm (freinage) (lim. sup. 90CL) ? ? atm
(désintégration) (lim. sup. 90CL) ? atm
(ATM) ? ? agn (NMB) ? ? agn (SDSS) ? ? agn
(PRO)
dN/dlog10(E) ( an-1 )
Log10(Ereconstruite(GeV))
Nombres moyens dévénements 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
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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 leffet 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 denviron 70 au-dessus de quelques
  PeV

40
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
41
CONCLUSIONS

• Nous avons caractérisé les performances dun
  télescope sous-marin de 1000 PMs pour les ?e de
  haute énergie
• Adaptation des outils de simulation
• Mise au point dune 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 dévénements dorigine cosmique
• 30 / an (modèles NMB ou SDSS)

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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
lt 80 Hz

• 2- Salissure
• dépôt dun film bactérien sédimentation
  ? diminution de la transparence des MOs
• à l horizontale ? 1.5 ? (en 8 mois)
• effet faible si les PMs regardent vers le bas

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EVALUATION DES SITES (II)

• 3- Transparence de leau
• mesure avec une LED pulsée (? 460 nm) à 24 m
  et à 44 m
• longueur dabsorption ?abs ? 58.7 ? 0.7 m
• longueur de diffusion ? 249 ? 5 m
• angle moyen de diffusion ?cos ?? ? 0.79 ? 0.03
  

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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?
45
CONTRIBUTIONS DES DIFFERENTES SAVEURS
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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

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PERSPECTIVES

• Lastronomie 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 lensemble de la voute céleste et
  coordination des différents projets
  internationaux.

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RESOLUTION EN ENERGIEANOMALY (I) ?
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RESOLUTION EN ENERGIEANOMALY (II) ?