CARACTERISATION DES PERFORMANCES DUN TELESCOPE SOUS-MARIN A NEUTRINOS POUR LA DETECTION DE CASCADES CONTENUES DANS LE CADRE DU PROJET ANTARES F. Bernard

CARACTERISATION DES

PERFORMANCES D’UN

TELESCOPE SOUS-MARIN

A NEUTRINOS POUR

LA DETECTION DE

CASCADES CONTENUES

DANS LE CADRE DU

PROJET ANTARES

F. Bernard

Soutenance de thèse

vendredi 8 décembre 2000

Centre de Physique des

Particules de Marseille

F. Bernard CPPM, 8. 12. 20002

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)


CONCEPTION D’UN TELESCOPE A NEUTRINOS


– Motivations scientifiques– Intérêt des – Mécanismes de production– Flux attendus– Principe de détection– Expériences en cours / projet– Présentation d’ANTARES


• Caractériser les performances pour la détection des e


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


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 !


PRODUCTION DE NEUTRINOS DE HAUTE ENERGIE (I)

Accélération Cosmique+

Cascade Hadronique

p/A + p/A/ 0 + +/K+ + -/K- + ...

+ ++ -+

e++e+ e++e+

Particuleaccélérée

Cible

Photons

Neutrinos muoniques

Neutrinos électroniques

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 ?


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


SPECTRES ATTENDUS

• 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

NMB

SDSSPRO

MRLBEMPRS

BHA

SIGLCO

S4

GA

L

Neutrinos atmosphériques

AGN modèles génériques

AGN modèles de blazar

Défauts topologiques

Neutrinos galactiques

Neutrinos cosmologiques

TeV PeV EeV ZeV YeV

Log10(E(GeV))

E.d

/d

E

(cm

-2 s

-1 s

r-1)

atm. prédominent

e + e + +


PRINCIPE DE DETECTION

Atmosphère

Terre Eau ou Glace

Détecteur

e

Cascade contenue

non contenu

• 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 3D de PMs mesure ce rayonnement Čerenkov.

• Temps d’arrivée direction du

• Amplitudes énergie du


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 R&D

• ANTARES : Toulon, France, 2400 m, 2003 : ANTARES : ~ 10 lignes, ~ 1000 PMs


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


SCHEMA DU DETECTEUR24

00m

300m

act

if10

0m

Câble sous-marinélectro-optique

~40km

boîte de jonction

câbles de lecture

Station côtière

ancre

flotteur

conteneur pour l’électronique

~60m

LCM, compas,inclinomètre

hydrophone

module optique

balise acoustique

R = 112 m

x

y

vue de dessus


DETECTION DES DIFFERENTES SAVEURS DE NEUTRINOS



– 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


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.


DETECTION DES DIFFERENTES SAVEURS : CLASSIFICATION DES TYPES D’EVENEMENTS

e

volume instrumenté

volume de visibilité


BRUITS DE FOND

atm atmatm

volume instrumenté

volume de visibilité


SECTIONS EFFICACES

HERA

résonance de Glashow 1000

• 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


UNE CASCADE CONTENUE

Log10(Evisible(GeV))

dN

/dlo

g 10(E

) (

an-1 k

m-3)

atm (freinage)

atm (désintégration)

— atm (ATM)

agn (NMB)

agn (SDSS)

agn (PRO)

eN cc , N cn , N cc ( si E 200 TeV )

• 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


UNE CASCADE + UNE TRACE


dN

/dlo

g 10(E

) (

an-1 k

m-3)

atm (freinage)

— atm (ATM)

agn (NMB)

agn (SDSS)

agn (PRO)

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


DEUX CASCADES (“DOUBLE BANG”)


dN

/dlo

g 10(E

) (

an-1 k

m-3)

agn (NMB)

agn (SDSS)

agn (PRO)

N cc ( si (e ou h) et 200 TeV E 20 PeV )

• NMB 70 événements / an / km3

• SDSS 300 événements / an / km3

• PRO 40 événements / an / km3

atm (ATM)


CARACTERISATION DES PERFORMANCES (ANTARES - 0.1 km2)

• Concevoir un télescope à neutrinos de

haute énergie : pourquoi, comment, qui ?


• 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


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

/ théorique y / ythéorique


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

z [m]

xy [m]

Den

sité

de

ph

oton

s ém

is (

sr-1

)

• 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

dif

1- cos θ


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

e

Ajustement des

temps d’arrivée

2sph


METHODE DE RECONSTRUCTION (II)

• Estimation de la direction : Intersection d’un cône fixe et d’une onde plane

Z [m]

xy [m]

• Estimation de l’énergie :

Log10 ( Amplitudes )

Log

10 (

Evr

aie )


METHODE DE RECONSTRUCTION (III)

• Ajustement de la direction et de l’énergie :

Utilisation des paramétrisations des cascades électromagnétiques

Den

sité

de

ph

oton

s ém

is (

sr-1

)

– Ajustement des amplitudes mesurées 2a

– Ajustement des MOs non touchés 2p


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


SELECTION : DECLENCHEMENT

• Fenêtre de déclenchement adaptée à la taille du détecteur 5 s

• Minimum de lignes et d’étages sélectionnés :

3 lignes 5 étages

Efficacité du déclenchement :

– garde 93% du signal bien reconstruit

– rejette 58% du signal mal reconstruit


PRESELECTION

Efficacité de la présélection :



– rejette 97% du bruit de fond

• Réduire fortement le bruit de fond en utilisant le 2 correspondant à l’hypothèse de sphéricité


SELECTION : SPHERICITE

Efficacité de cette condition :


– rejette 99.2% du bruit de fond

• Optimisation de la coupure précédente : 2

sph sphéricité de la lumière reçue


SELECTION : PMs NON TOUCHES



– rejette 97% du bruit de fond

• Coupure optimisée sur : 2

p compatibilité entre l’hypothèse d’une cascade contenue et les MOs non touchés


SELECTION : AMPLITUDES MESUREES





• Coupure optimisée sur : 2

a compatibilité entre l’hypothèse d’une cascade contenue et les amplitudes mesurées


SELECTION : VOLUME FIDUCIEL





événements montants

événements descendants


REJET DU BRUIT DE FOND

• Efficacité globale des coupures précédentes :


– 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.


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


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


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


SPECTRES RECONSTRUITS

Log10(Ereconstruite(GeV))

dN

/dlo

g 10(E

) (

an

-1 )

atm (freinage) (lim. sup. 90%CL)

atm (désintégration) (lim. sup. 90%CL)

— atm (ATM)

agn (NMB)

agn (SDSS)

agn (PRO)

e N cc , N cn , N cc

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


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


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

10

15

5 8

A

B

C


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)


EVALUATION DES SITES (I)

1- Bruit de fond

– pics ( ~ 0.1-1 MHz ) :

biolum.

excitée 3-4

temps mort

– continu ( ~ 40 kHz ) : 40K + biolum.

2- Salissure

– dépôt d’un 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

coïncidence temporelle locale (20 ns) taux < 80 Hz


EVALUATION DES SITES (II)

3- Transparence de l’eau

– mesure avec une LED pulsée ( = 460 nm) à 24 m et à 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

dif

1- cos θ


RESOLUTION ANGULAIRE

FWHMSignification statistique

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


CONTRIBUTIONS DES DIFFERENTES SAVEURS

Log10(Ereconstruite(GeV))

e N cc

N cn

N cc

N cn

e N cn

e N cc

e N cn N cn N cn

N cc


INFLUENCE DE LA SATURATION ET DE LA

SEPARATION DES IMPULSIONS

Log10(E(GeV))

Volume effectif par rapport au

cas d’une électronique

parfaite

• 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


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.


RESOLUTION EN ENERGIEANOMALY (I) ?


RESOLUTION EN ENERGIEANOMALY (II) ?

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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. Bernard