Diapositive 1

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Journée des doctorants et futurs doctorants IReS
- 6 mars 2006 - ANTARES Un telescope à
neutrinos - Didier CASTEL - Université de
Haute-Alsace Groupe de Recherche en Physique des
Hautes Energies
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Menu du jour
? Présentation du détecteur La
collaboration Le neutrino un nouveau
messager Objectifs physiques Le détecteur
ANTARES ? Neutrinos de Ultra Haute Energie Bdf
Simulation MC Variables
discriminantes Résultats actuels ? Conclusion
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ANTARES Physique Détection
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Une collaboration européenne
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Le neutrino le messager d'ANTARES
? interagissent avec les photons de basse
énergie du fond cosmologique et la matière (r10
kpc _at_ 100 TeV).
?
?
p
p interagissent avec le CMB (rlt10 Mpc _at_
E1020 eV). Aux énergies inférieures, la
provenance est perdue à cause des champs
magnétiques (??gt1º, Elt51010 GeV).
Le neutrino interagit très peu avec la matière et
ne porte pas de charge ? Avantage Messager
sur des distances cosmologiques Accès au coeur
des sources. ? Inconvénient Gros volumes de
détection.
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Objectifs physiques
? Sources galactiques Supernovae Restes de
supernovae, Microquasars, Pulsars, Centre
galactique, Matière noire (annihilation de
neutralinos au sein d'objets massifs)
? Sources extra-galactiques Noyaux actifs de
galaxie (AGNs), Sursauts gamma

• ? ? atmosphériques
• ? RD Détection acoustique
• ? Recherche océanographique Sismologie, Mesures
  de bioluminescence

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Le détecteur ANTARES
? 12 lignes de 25 étages ? 3 phototubes (10
pouces) par étage soit 900 PMT ? Pression
maximum de 250 bars
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Détail dun étage
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Principe de détection
? Neutrinos 'montants' pour s'affranchir des
muons atmosphériques descendants.
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Localisation du détecteur Couverture du ciel
Situé au large de Toulon en mer Méditerranée
(42º50N, 6º10E) à 2500 mètres de fond.
3.5 p sr du ciel est ouvert aux signaux neutrinos
montants.
Le centre Galactique est visible 2/3 du temps.
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Surface effective Résolution angulaire ?
? lt 0,2 _at_ E gt 10 TeV
Aeff augmente avec E
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Les Neutrinos de Ultra Haute Energie
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Des neutrinos ...
? ... mais lesquels ? ?µ fond diffus ?µ
descendants Energie 107 GeV ? 109 GeV ?
... mais pourquoi ? découvrir l'origine des
rayons cosmiques de si haute énergie explorer
les modèles d'AGNs regarder à l'intérieur des
phénomènes cosmologiques extraordinaires
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Données Monte Carlo
Signal ?µ? 107 GeV lt E lt 109 GeV
Bdf µ? 800 000 evts/jr 20 TeV/nuc lt E lt 2.106
TeV/nuc
R 34700 m
Zmax 2297 m
Zmin -278 m
Détecteur
Volume de génération
Bdf ?µ ? 10-4 evt/jr 106 GeV lt E lt 108 GeV
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L'outil principal le  hit 
µ
Cône Cerenkov
? Intégration de la lumière reçue sur 25 ns un
 hit  (temps mort 250 ns) Identité du PMT
ayant reçu un hit (? position) Amplitude du
hit 0,3 lt pe lt 15 Temps du hit (ns)
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Eclairement du détecteur
? Représentation de l'éclairement du détecteur
pour un évènement en terme de photoélectrons
Bioluminescence 40K
? Représentation de l'éclairement du détecteur
pour un évènement en terme de 'hit' ? Comptage
du nombre de PMT au dessus du seuil S 8 pour
une durée de 2 µs.
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Nombre d'évènements par jour Bdf vs Efficacité
signal
? Le nombre d'évènements par jour tombe
rapidement à un niveau extrêmement bas( 10-3)
pour le bruit de fond µ?.
Evts/jr en fonction de la coupure / Efficacité
signal
Signal ?µ?
Bdf µ?
Bdf ?µ?
? Par contre, le signal ?µ? est plus stable.
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Autres variables
? Très forte corrélation entre les variables. ?
combinaisons peu efficaces (corrélations
linéaires)
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Taux d'évènements après coupures
? Après la meilleure coupure Signal ?µ ?
16 d'évènements ayant produit 1 muon au
voisinage du détecteur (on voit 1 neutrino
pour 6 interactions utiles) Bdf ?µ ?
1.510-6 evts/jr ? réduction d'un facteur 102
Bdf µ? 810-4 evts/jr ? réduction d'un
facteur 109 ? Coupure sévère, mais néanmoins
indispensable pour s'affranchir du bruit de
fond µ.
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Conclusion
? Très peu de neutrinos à ces énergies
(Egt10PeV). Augmenter la part de signal
visible au maximum. Estimation de la surface
effective et de la sensibilité du
détecteur. ? Application à l'observabilité de
sources données selon les modèles.
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Merci pour votre attention!