Neutrinos de haute énergie : application au télescope ANTARES GDR

ν

, LAPP Annecy 13 mars 2007 Gabrielle Lelaizant

• 1.

2.

3.

4.

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2.

3.

Présentation du télescope ANTARES

Statut de l’expérience Performances attendues Perspectives

Astroparticules haute énergie

Sources ponctuelles  Sursauts gamma Centre galactique Matière Noire

Propriétés du neutrino

Paramètres d’oscillation Physique des sources Section efficace nu-nucléon Moment magnétique du nu • 1.

2.

3.

Nouvelle physique

Gravité quantique Décohérence quantique Décroissance du nu

L’astronomie neutrino : une nouvelle fenêtre sur l’Univers…

Neutrinos de haute énergie émis par des accélérateurs cosmiques m n

Astronomie neutrino :

carte du ciel des événements les plus catastrophiques de l’Univers

Détection des neutrinos

p, a m n m n m p n m m W N X cos q = 1/n b Eau de mer : n ~ 1.44

m n m

intéraction

Lumière Cerenkov Temps & position produite par m issu du propagation détectée par matrice de PMTs des photons permet la reconstruction de la trajectoire du m (~ n n )

Description du projet ANTARES

Détecteur complet prévu pour fin 2007

• 900 Modules Optiques (OM) • 12 lignes • 25 étages/ligne • 3 OM/étage Un etage Site La collaboration ANTARES 40 km Ancre Profondeur : 2500m

Statut de l’expérience ANTARES •

Mini Instrumentation Line with Optical Modules (MILOM) connectée depuis mars 2005 connectées respectivement depuis le 2 mars et le 21 septembre 2006 • Lignes 3, 4 et 5 connectées depuis le 29 janvier 2007  5 lignes actuellement en fonctionnement

Reconstruction des trajectoires

Reconstruction : un algorithme minimise en

χ2

les temps des hits dans les modules optiques en fonction de leur position pour trouver l‘angle zénithal de la trajectoire du muon.

m

Run 22753 Event 3880 Zenith θ = 180 o

Antares preliminary + Triggered hits Hits used in fit Snapshot hits Muon descendant Hit time [ns]

Des candidats neutrino…

Ciel visible par ANTARES

ANTARES (43° nord)

3C 279

not observed

Mkn 501 RX J1713.7-39 CRAB SS433 GX339-4 galactic centre VELA

Centre galactique visible au 2/3 du temps

Performances attendues (MC)

•

augmente avec énergie

• Terre devient opaque au-delà

de 100 TeV

Dominée par cinématique m rec − m rec − m true n m n Dominée par reconstruction Résolution angulaire meilleure que 0.3° au-delà de qq TeV, limitée par :  Diffusion de la lumière et dispersion chromatique dans l’eau : σ ~ 1.0 ns  Temps de transit dans les PMT: σ ~ 1.3 ns

Perspectives (KM3NET)

2500m 4500m 3500m

3 Projets Méditerranéens

Différenciation des saveurs dans un télescope

ν

Détecteur km 3

Seuil en énergie (cascade) ~ 1 TeV > Seuil en énergie (

m

) ~ 100 GeV Seuil en énergie ( τ ) ~ 1 PeV

Processus de production de

ν Principalement, Perte d’énergie avant:

p

 

p

    

n

  ,

p

 0 ( 1 )

p

(

n

)    ,  0 ( 2 )    m   n m 

e

  n m  n

e

 n m    n

e

 n

e

 m  :  n m :  n m  n m :  n  :  n  

e

  n m  n

e

 n m  1 : 2 : 0  1 : 1 : 1  0 : 1 : 0  1 : 1 .

8 : 1 .

8 Décroissance π Basse énergie Muon damped source Haute énergie Décroissance n modifie  n

e

mais E νe << E ν produits par (1) et (2)  effet négligé Identification des ν e par résonance de Glashow : n

e



e



W

 ( 6 .

3

PeV

)

Rapport de flux



Différenciation des processus et des sources

Sources astrophysiques

• Sources extragalactiques Noyaux actifs de galaxies (quasars) Trou noir de 10 6 -10 8 M סּ au centre Disque d’accrétion et jets • Sources galactiques Micro quasars Analogue galactique du quasar (1-10M סּ )

Pulsars

RXJ1713-3946

Restes de supernovae

Crabe

Région du Centre galactique

( vue par HESS )

Matière Noire Annihilation de neutralinos



χ au sein d‘objets compacts (Centre galactique,Soleil) Détection indirecte de matière noire

Sursauts gamma

Pulses courts (1ms à 100 s) de rayons γ (~ 1 MeV) Apparition lors de phénomènes astrophysiques violents et lointains (0.03 < z < 6.29) Effondrement d'une étoile (très) massive et formation d'un trou noir entouré d'un disque d'accrétion Durée du Burst Production de neutrinos Systèmes binaires

Coincidence

γ, ν

en temps et en position Signal très clair, sans fond dans ANTARES

Energie totale émise : 10 53 ergs p + γ π + ε ν + ~ 100TeV Δ nπ + ε ν ~ 100PeV μ + + ν μ e + ν e ν μ ν μ

Propriétés des

ν

Oscillations

Complémentarité expériences terrestres / télescopes ν  information sur δ CP Pour différentes sources astrophysiques :

R

 

e

 m        

R R R



n

 0 m

damped

 0 .

.

26 5    0 .

3 0 .

66 0 .

14 q 13  0 .

52 q 13 cos cos  q 13 

CP CP

cos 

CP P

m

e

Et :  2 q 13 2  0 .

09 q 13 sin 

CP

Information sur la phase apportée par les sources astrophysiques

Sources astrophysiques en association avec Double-Chooz Winter, Phys.Rev. D74 (2006) 033015

Physique des sources

Décroissance π  n

l

 Flux combiné de ν l et ν l 90 % CL ν m (ν τ ) Kashti, Waxman, Phys.Rev.Lett.95 (2005) 181101 pp p γ

Section efficace d’interaction ν -nucléon Prédiction Modèle Standard :

La Terre devient opaque aux neutrinos d’énergie supérieure à 100 TeV (σ ν N >2*10 -7 mb)  Utiliser la Terre comme filtre dans la gamme 100TeV-100PeV Comparaison du taux de neutrinos ayant traversé la Terre avec le taux de neutrinos provenant de toutes les directions  Confirmation prédiction MS  Etude d’une éventuelle déviation de la section efficace à la prédiction du MS (ex : formation de micro trou noir dans modèle à dim. suppl.) σ νN pour n=6 dim. suppl.

.

Modèle Standard Hooper, Czech. J. Phys. 56 A337 (2006)

Moment magnétique du ν

Si le moment magnétique du affecté.

ν est assez fort et s’il est créé (ou traverse) des régions de champ magnétique important, le rapport des saveurs peut en être Effet de conversion d’hélicité en un mélange équivalent des deux états d’hélicité Si Dirac :  n

e

:  n m :  n   1 2 : 1 2 : 1 2 + autre moitié en ν s Si Majorana :  n

e

:  n m :  n   1 : 1 : 1 Pakvasa, YAD. FIZ. 67 (2004) 1179

Nouvelle Physique

Gravité quantique

Gravité quantique (GQ)  Relation de dispersion modifiée : Pour le ième état propre de masse

p

2 

m

2

p i



E

2    1 

n

   1 

n

 

E m Pl

 

n

  

n

 1 

E



m i

2 2

E

 1 2

n

   1 

i

(

n

)

E m Pl n

En considérant que les effets de GQ sont dépendants de la saveur Pour n=1,2,3,4 et Δm 2 Corrections dues à la GQ deviennent non négligeables pour : ~ 5*10 -3 eV 2

E



m Pl

 

m Pl

 2

m

  2 (

n

)   1

n

 2  0 .

36 , 3 * 10 4 , 2 .

9 * 10 7 , 2 .

8 * 10 9

GeV

Christian, Phys.Rev.D71 (2005) 024012

Comment identifier les effets de la gravité quantique?

1. Oscillations modifiées aux énergies mentionnées précédemment

2. Retard entre les temps d’arrivée de ν (ou de γ-ν) de différentes énergies émis par une même source (indépendant de la saveur des ν ) Intérêt des Sursauts gamma   Energie des ν émis de l’ordre de 100 TeV et de 100 PeV Caractéristiques temporelles Choubey, King, Phys.Rev.D67 (2003) 073005  Tests de violation de symétrie de Lorentz pour γ-ν  Limites sur échelle d’énergie de gravité quantique (E GQ ~5*10 30 GeV) E ν / E GQ

Décohérence quantique

Perte d’information sur la saveur au cours du temps Caractérisée par une modification des rapports de saveurs vers :  n

e

:  n m :  n   1 : 1 : 1 Correspondant aussi au flux observé sur Terre pour une source de type décroissance π Autre type de source requise : décroissance n (provenant de la désintégration de noyaux UHE)  n

e

: m :  n   1 : 0 : 0

oscillatio ns

   0 .

56 0 .

33 : : 0 .

24 0 .

33 : : 0 .

2 0 .

33 Sans décohérence Avec décohérence

Décroissance du ν

Si les états de masse du ν peuvent décroître sur de très longues distances, cela affecte le rapport des saveurs.

Limites actuelles :  1

m

n 1  2

m

n 2  3

m

n 3  10 5

s eV

(

SN

1987

A

)  10  4

s eV

(

KamLAND

)  10  10

s eV

(

atmos

.) Dans le cas le plus simple (décroissance vers état de masse le plus léger) :  n

e

 n

e

:  n m :  n m :  n  :  n   6 : 1 : 1  0 : 1 : 1 Hiérarchie de masse normale Hiérarchie de masse inversée

Conclusion

ANTARES permet déjà, à partir de 5 lignes, de reconstruire les trajectoires des muons ( et des candidats neutrinos!)

Perspectives

Les neutrinos de haute énergie présentent également des intérêts dans 1. L’étude des propriétés des neutrinos tels que les paramètres d’oscillation (en association avec les expériences terrestres), la section efficace d’interaction ν N 2. L’étude de nouvelle physique comme la gravité quantique Ceci à condition de pouvoir mesurer les proportions de saveurs ou tout du moins le rapport 

e

  m  

Back up slides

Description d’un étage

LED Beacon (LEDs bleues) Local Control Module (dans container Titane)

Module Optique

Hydrophone Sphère de verre et protection magnétique Gel optique Photomultiplicateur 10’’ (PMT)

Ciel visible

ANTARES (43 ° north)

3C 279

not observed

Mkn 501 RX J1713.7-39 CRAB SS433 GX339-4 galactic centre VELA

AMANDA (south pole)

Mkn 421 Mkn 501 CRAB SS433

not observed galactic centre: 2/3rd of the time galactic centre: not seen

Water versus Ice

Deployment

Ice gives solid platform to install detector Sea experiments need boats/ platforms Ice detectors worked first (Baikal deploys from ice)

Angular Resolution

Light scattering much less in water AMANDA : ~ 3° (real detector) ANTARES : ~ 0.2 ° (simulations)

Uniformity of Detector response

Water homogeneous Ice has dust layers, bubbles Knowledge of efficiency simpler in water

Noise Backgrounds

Water: 40 K /bioluminescence ~ 60kHz / PMT Ice: only dark tube noise ~ 500Hz / PMT

Sensibilité aux sources diffuses

A eff

(

E

) 

P earth

*  (

E

) *

N A

*  *

R

m *

A

m

Méthode spécifique de détection des sursauts gamma

t = -250 s t = 0 s Prise de données spécifique déclenchée par un satellite (SWIFT, INTEGRAL, HETE) t = 20 s Tout est écrit sur disque t = 200 s Filtrage des données et reconstruction spécifiques par recherche d’événements dans la direction du sursaut gamma (offline) t = 1 h

Résolution angulaire pour gerbes