caracterisation des performances dun telescope sous-marin a neutrinos pour la detection de cascades...
Post on 03-Apr-2015
114 Views
Preview:
TRANSCRIPT
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)
F. Bernard CPPM, 8. 12. 20003
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 20004
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 20005
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 !
F. Bernard CPPM, 8. 12. 20006
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 ?
F. Bernard CPPM, 8. 12. 20007
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 20008
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 + +
F. Bernard CPPM, 8. 12. 20009
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200010
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200011
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200012
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200013
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200014
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.
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200015
DETECTION DES DIFFERENTES SAVEURS : CLASSIFICATION DES TYPES D’EVENEMENTS
e
volume instrumenté
volume de visibilité
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200016
BRUITS DE FOND
atm atmatm
volume instrumenté
volume de visibilité
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200017
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200018
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200019
UNE CASCADE + UNE TRACE
Log10(Evisible(GeV))
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200020
DEUX CASCADES (“DOUBLE BANG”)
Log10(Evisible(GeV))
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)
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200021
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200022
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200023
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200024
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200025
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 )
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200026
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200027
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200028
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200029
PRESELECTION
Efficacité de la présélection :
– garde 87% du signal bien reconstruit
– rejette 51% du signal mal reconstruit
– rejette 97% du bruit de fond
• Réduire fortement le bruit de fond en utilisant le 2 correspondant à l’hypothèse de sphéricité
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200030
SELECTION : SPHERICITE
Efficacité de cette condition :
– garde 85% du signal bien reconstruit
– rejette 99.2% du bruit de fond
• Optimisation de la coupure précédente : 2
sph sphéricité de la lumière reçue
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200031
SELECTION : PMs NON TOUCHES
Efficacité de cette condition :
– garde 96% du signal bien reconstruit
– rejette 97% du bruit de fond
• Coupure optimisée sur : 2
p compatibilité entre l’hypothèse d’une cascade contenue et les MOs non touchés
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200032
SELECTION : AMPLITUDES MESUREES
Efficacité de cette condition :
– garde 64% du signal bien reconstruit
– rejette 98% du signal mal reconstruit
– rejette 98.9% du bruit de fond
• Coupure optimisée sur : 2
a compatibilité entre l’hypothèse d’une cascade contenue et les amplitudes mesurées
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200033
SELECTION : VOLUME FIDUCIEL
Efficacité de cette condition :
– garde 56% du signal bien reconstruit
– rejette 95% du signal mal reconstruit
– rejette 99.99% du bruit de fond
événements montants
événements descendants
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200034
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.
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200035
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200036
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200037
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200038
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200039
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200040
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200041
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)
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200042
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200043
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200044
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200045
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200046
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
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200047
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.
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200048
RESOLUTION EN ENERGIEANOMALY (I) ?
F. Bernard CPPM, 8. 12. 200049
RESOLUTION EN ENERGIEANOMALY (II) ?
top related