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Antares et les sources d’Egret

Antares et les sources d’Egret. Sébastien Saouter 3 ème année de thèse au SPP CEA Saclay Direction: Luciano Moscoso. Antares – La détection. Atmosphère. Mer. p, a. n m. p. m. CIBLE. blindage. n m. g. Les muons sont repérés grâce à la lumière Tcherenkov émise. g č. 43°. m.

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Antares et les sources d’Egret

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Presentation Transcript

  1. Antares et les sources d’Egret • Sébastien Saouter • 3ème année de thèse au SPP • CEA Saclay • Direction: Luciano Moscoso Sébastien Saouter - JJC 2003

  2. Antares – La détection Atmosphère Mer p, a nm p m CIBLE blindage nm g Les muons sont repérés grâce à la lumière Tcherenkov émise gč 43° m • Temps, position, amplitude • des signaux de PM • trajectoire du m n Sébastien Saouter - JJC 2003

  3. Antares – Le détecteur • 12 lignes de 75 PMTs • 25 étages/ligne • 3 PMs/étage 350 m 2400 m 14,5 m Câble 40 km 100 m Boîte de jonction 60 m Sébastien Saouter - JJC 2003

  4. Des g aux n jet e ne nµ g µ g X, g nm p0 p± Disque d’accrétion TN jet • 2 hypothèses pour l’origine des g : • origine électromagnétique • Accélération des e- • Synchrotron et Compton inverse • Pas de n p • origine hadronique • Accélération des e- et p pg  p0gg  p±  n e- Observation par télescope à neutrinos  réponse non ambiguë Sébastien Saouter - JJC 2003

  5. Egret • Résolution angulaire ~ 0.5° • Sensible aux g entre 100 MeV et 10 GeV • Sensible à des flux > qq 10-8 g cm-2s-1 271 sources 170 non id. 66 AGN(blazars) Sébastien Saouter - JJC 2003

  6. Extrapolation des flux Log(dΦ/dE) Nbre d’événements observé par Egret Log(E) Egret Antares Prise en compte du mouvement de la source par rapport au détecteur Temps d’observation < 25 % ANTARES(43o N) 3,5p sr Sébastien Saouter - JJC 2003

  7. Reconstruction (1/2) • Utilise le temps d’arrivé des photons Tcherenkov sur les PM • Fondée sur un maximum de vraisemblance • E > 10 TeV => Rés. < 0,3° dominée par la cinématique de l’interaction Sébastien Saouter - JJC 2003

  8. Reconstruction (2/2) Em • Basé sur estimation du dE/dx des µ : • Lumière observée • Longueur de la trace • Possible uniquement si distance visible suffisamment grande • Résolution: mieux qu’un facteur 2,5 pour Em > 1 TeV (facteur 0,4 en log) Sébastien Saouter - JJC 2003

  9. Probabilité d’observation d’une source = SN>Nlimproba(N,Signal) Un peu de statistique B+S Probabilité d’observation Probabilité (Nobs>Nlim) < 10-4 Si bruit de fond seul B Nombre d’événements Nlim Sébastien Saouter - JJC 2003

  10. Quelques sources… du(°) Log(E/GeV) J2021+3716 Pulsar Geminga J1837-0606 Flux en GeV-1 m-2 s-1 : 7.0 10-4 E(GeV)-1.86 6.2 10-4 E(GeV)-1.82 51 10-4 E(GeV)-1.66 Max proba = 0.67 Max proba = 0.999 Max proba = 0.93 Sébastien Saouter - JJC 2003

  11. Pour aller plus loin… • S sources => la probabilité de détection • S sources de même type: AGN, pulsars ou sources non identifiées • Limite en terme de sensibilité à Antares est sensible à certaines sources, mais on peut faire : Sébastien Saouter - JJC 2003

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