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Les nouveaux messagers des étoiles

Les nouveaux messagers des étoiles. Neutrinos. Gravitons. Wimps. David A. Smith Centre d’Études Nucléaires de Bordeaux-Gradignan. Noyaux. GDR Phénomènes Cosmiques de Haute Énergie Toulouse, 19 septembre 2000. Babar’s wife. This talk:

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Les nouveaux messagers des étoiles

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Presentation Transcript

  1. Les nouveaux messagers des étoiles Neutrinos Gravitons Wimps David A. Smith Centre d’Études Nucléaires de Bordeaux-Gradignan Noyaux GDR Phénomènes Cosmiques de Haute Énergie Toulouse, 19 septembre 2000

  2. Babar’s wife This talk: Une revue des instruments qui aident à lever le voile sur l’Univers relativiste caché. ORIENTE’ OBJETSSONDES Principes, avec un archétype français Performances, pas toujours comparatives Scène internationale. Merci aux nombreux contributeurs de transparents!

  3. PRINCIPE DE DETECTION GLACE OU EAU TERRE • Les neutrinos interagissent avec la matière entourant le détecteur ou avec la terre. Neutrino : INDETECTABLE Muon : DETECTABLE Lumière Tcherenkov produite par le muon • Une matrice 3-D de PMs dans la glace ou dans l’eau permet de détecter la lumière Tcherenkov produite par les muons. • mesure du développement temporel du sillage lumineux direction du muon • mesure de la quantité de lumière énergie du muon (transparents F. Hubaut)

  4. (transparent J. Hernandez) Antares 0.1 km2 design Shore station Optical module 13 strings 12 m between storeys hydrophone Compass, tilt meter 2400m float ~60m Electro-optical submarine cable ~40km 300m active Electronics containers Readout cables ~100m Junction box anchor Acoustic beacon

  5. Muons issus de neutrinos atmosphériques BRUIT DE FOND PHYSIQUE (p sr à un moment donné, soit angle zénithale de 600, mais 3.5 p sr sur l ’année.) Muons atmosphériques Profondeur = 2300 m E > 1 TeV Des muons descendants sont produits massivement par interaction du rayonnement cosmique primaire avec l’atmosphère • nécessite suivant la physique(sources diffuses, NAG, sursauts gamma) : • de ne regarder que les particules ascendantes,(évaluer les erreurs dues à la reconstruction) • un détecteur blindé (profond), • résolution angulaire. (transparents F. Hubaut)

  6. Plus des quatre cinquièmes du ciel sont observables (3.5 π sr) !! CIEL OBSERVABLE Simulations avec un détecteur situé sur le 45ème parallèle Carte du ciel vu par EGRET complémentarité avec AMANDA télescopes γ : < 10-2 sr (belles nuits sans lune…)

  7. résolution angulaire ~ 0.2o RESOLUTION ANGULAIRE 50% des événements sont dans un pixel de rayon 0.2o(rayons lune ou soleil) (limitée par les erreurs dues à la reconstruction) Cela permet de couvrir un hémisphère céleste avec ~ 200 000 pixels AMANDA II : ~ 1.2o

  8. SPECTRES DIFFUS PREVUS DE NEUTRINOS DE HAUTE ENERGIE n atm. prédominent (Une coïncidence temporelle avec un GRB ou un SN aide à rejeter le fond atmosphérique.) Neutrinos atmosphériques Neutrinos cosmologiques Neutrinos galactiques NAG modèles de blazar NAG modèles génériques 1 TeV 1 PeV 1 EeV n atm. ~ 1 evt/an/km2 avec Eµ > 100 TeV flux attendus faibles et incertains nécessite une grande surface de détection : ~ 1 km2 Un flux devrait être mesuré avec 0.1 km2 ν atm. dominent les flux diffus cosmiques en dessous de ~ 10 TeV résolution en énergie

  9. Astronomie neutrino Antares 1027 Hz=4 TeV Spectre blazar : le pic inverse Compton à haute énergie est l’écho d’un pic synchrotron, témoin d’électrons en présence d ’un champ magnétique. On peut expliquer les gammas observés sans protons. Il peut en plus y être des protons qu’on ne verra qu’avec des neutrinos.

  10. 1 PeV On pourra remonter au spectre physique ... RECONSTRUCTION DES SPECTRES Exemple :spectre des muons issus de neutrinos atm. (le plus mou écart maximal) 1 TeV (condition importante pour l’astronomie)

  11. La résolution en énergie permet : • de contrôler la contamination des ν atm. • de tester les modèles de sources cosmiques SPECTRES DIFFUSRECONSTRUITS Rejet des neutrinos atm. : Evénements par an pour ~0.1 km2 : NAG Atmos. erreurs statistiques Log(Emesurée) Coupure à 10 TeV

  12. évts déclenchant évtsreconstruits évts sélectionnés Critères de sélection surface géom. 1 TeV SURFACE EFFECTIVEDE DETECTION déclenchementreconstruction analyse Surface effective de détection : 20 000 m2 à100 GeV 70 000 m2 à10 TeV 0.1 km2 à100 TeV >

  13. RECHERCHE DE MATIERE NOIRE ... Surface pour observer 1 évént / an Surface (km2) Masse du neutralino (GeV) • WIMPs : la SUperSYmétrie fournit un candidat naturel à la matière noire : le neutralino 10 • piégé gravitationnellement au centre de la Terre ou du Soleil • annihilations  sources ponctuelles de neutrinos

  14. ANTARES 2000-2003: première étape ~1000 PMTs 2003-2007: >5000 PMTs AMANDA 2000-2001: AMANDA II ~800 PMTs 2001-2005: >5000 PMTs “ICE CUBE” PLANNING AMANDAa 6 lignes (216 PMTs) sous la glace antarctique depuis 1997. Ils ont présenté des limites sur Wimps, monopoles, l’effondrement gravitationnel. Ils passent à 19 lignes/650 PMTs. NESTOR Projet Grècque ayant les mêmes ambitions qu’Antares

  15. Supernovae en neutrinos SN1987a a donne’ ~15 neutrinos dans IMB et Kamiokande (~1 ktonne d’eau chacun). Un supernova similaire donnerait, autour du MeV : SuperKamioka 4000 evts SNO (Sudbury) 800 avec estimation de l’énergie et la direction. Macro et LVD 150 et 500 (énergie seulement) Amanda: 20000 evts, ( la direction pour >GeV). Antares moins bien... Oscillations Hors sujet sauf que ça peut augmenter le flux observable, à cause d’une absorption terrestre réduite. Glace versus eau Eau: diffusion moindre permet une plus grande séparation des lignes => + résolution angulaire. Plus du lumière ambiente => + seuil en énergie.

  16. Rayons cosmiques >1019 eV Site sud: Mendoza, Argentine

  17. (transparent A. Letessier-Selvon)

  18. Hybride: Fluorescence (œil de mouche) plus réseau de détecteurs d’électrons. Cycle utile: 10% pour l ’œil de mouche, 100% pour le réseau. Site nord + site sud => le ciel entier.

  19. La chasse à >1020 eV Toutes expériences confondues, depuis 1965: 14 évènements. AGASA a un réseau de 100 km2 depuis 1991. AUGER: avec 3000 km2, 30 évènements par an. Séparation noyau/proton/photon: (évolution radiale aussi)

  20. Cross-talk: ANTARES pourra faire une partie de la physique d’AUGER, voir « EeV Cosmic Ray and Particle Physics with Kilometer-scale Neutrino Telescopes », Alvarez-Muniz & Halzen (Astro-ph/0007329). Et AUGER fera de l ’astronomie neutrino avant ICECUBE ( > 1018 eV, donc c ’est pas pareil) IF (oscillations) THEN x10 better …et pour Antares aussi!

  21. Résolution en énergie: 10% (hybride, 1020 eV) à 30% (réseau à 1019 eV) Résolution en angle: 0.2o (hybride, 1020 eV) à 2o (réseau à 1019 eV) Champ de vue - similaire à Antares: 600 du zénith, soit 3.5 p sr sur l’année, avec une bonne mesure d ’énergie. Gerbes horizontales oui, mais mesure compromise FUTUR Site nord: début construction 2002? Démarrage 2005? (HiRes depuis 1997, et stéréo depuis 1999. AGASA tourne.) Site sud: Essais dès 2001, appareil complet en 2003. OWL : Voir la fluorescence atmosphérique avec satellites. Dans le planning de la NASA pour 2015.

  22. Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station Recherche d’antihelium. Recherche de Wimps via antimatière. Mesures de précision de la composition et spectre des rayons cosmiques jusqu’au TeV: un bond en avant pour comprendre la dynamique des rayons cosmiques dans la galaxie. Launch on « 3 May 2003 ».

  23. (transparents B. Alpat) AMS Physics • To search for Antimatter (He,C) in space with a sensitivity of 103 to 104 better than current limits. • To search for dark matter • High statistics precision measurements of e,  and p spectrum. • To study Astrophysics. • High statistics precision measurements of D, 3He, 4He, B, C, 9Be, 10Be spectrum • B/C: to understand CR propagation in the Galaxy (parameters of galactic wind). • 10Be/9Be: to determine CR confinement time in the Galaxy.

  24. L’anti-concurrence Des ballons depuis 25 ans... (2002) (2004) AMS-02 10 fois l’erreur attendu par AMS pour >1 TeV Résultat CAPRICE 1998 Modèle: attente sans exotisme

  25. Ring Imaging Cerenkov Detector

  26. Autres thèmes AMS aura une sensibilité aux gammas comparable à celle d’EGRET (mais sans pointage). Pour la composition des rayons cosmiques, ACCESS s’attachera à la station spatiale dès 2006 pour l’étude du genou. ISOMAX (ballon NASA) poursuit les isotopes de Be vers 1 GeV/n pour comprendre la propagation des rayons cosmiques dans la galaxie.

  27. (1) (2) (3) (1) Pour les gammas, taux de comptage. (2) Pas vrai pour, par exemple, GLAST. (3) Ce qui est vrai en tout cas est qu’en regardant l’Univers rien qu’avec des photons thermiques, nous avons compris que nous ne voyons qu’un % de l’Univers. C’est pour essayer de voir le reste qu’il faut aller au delà des photons.

  28. « banc de test pour la rélativité générale » (1/ an < 200 Mpc?) ~300 Hz ~700 Hz (e.g. Hulse-Taylor 17 Hz) (dans 200.000 ans!)

  29. (transparents M. Davier) bruit 2 Hz (atout de Virgo) Supermirrors and ultravacuum. Slow controls, feedback systems. Barre: fréquence de résonance. Interféromètre: gamme large de fréquences.

  30. Virgo Ligo-Hanford: 2 km et 4 km Ligo-Louisiane : 4 km Virgo : 3 km, mais avec atténuation active. Trois points de mesure => 0.50 résolution

  31. LISA : Planning NASA pour 2010 (l’espace, pour les basses fréquences, 0.001 à 0.01 Hz)

  32. Deux sites (nord-ouest & sud-est) pour déterminer la direction ; pour établir des coïncidences entre ondes gravitationnelles. (un site suffit pour les coïncs n et g).

  33. Détecteurs de WIMPs De nombreuses expériences (CRESST, GENIUS, HDMS, Macro, Picasso, UKCMC) travaillent à la détection directe. Exemple:CDMS (Stanford et Soudan) a exclu la zone « vue » par DAMA (Gran Sasso). En France, cherche l’interaction d’un LSP avec le Ge de leur bolomètre souterrain. Plus pertinentes au GDR-PCHE sont les recherches des produits d’Annihilation cc -> gg HESS, GLAST cc -> nn ANTARES, AMANDA cc -> p,e+,D AMS complementarité entre LHC/edelweiss/astroparticle

  34. Bilan des thématiques: • AGN’s • les photons ont eu le plus de succès jusqu’à présent, mais sondent surtout les électrons à la source. Et ils peuvent être absorbés à la source ou en route • les neutrinos sondent les accélérations hadroniques, ne souffrent pas d ’absorption, mais les taux attendus sont très bas même pour 1 km3. • A priori, les UHECR d’AGN sont absorbés. mais on constate que le a priori tient mal la route • VIRGO est nommé pour l’amas de galaxies le plus proche, mais vise les sources « galactiques » de chez eux plus que des AGN. • GRB’s : Grand enjeu d ’Auger ; Antares ; Virgo. • Novae, SN, SNR : Tous! this is no good dave, need plots and figures showing relative sensitivity. • SUSY: Seul VIRGO ne le revendique pas (working on a master plot, hopefully from Griest. See also Snowmass). • Restes primordiaux. Auger sure. Antares too? Virgo!?! • IMB saw 7 neutrinos from 1987A if I recall correctly. How many would Super K, Antares, Auger etc see? Conclusions: • Une comparaison des performances des instruments est difficile (‘ apples & oranges ’). « Celui qui voit le plus de sources avant 2010 a gagné » • Plutôt, pour chaque sujet scientifique regroupons les infos apportées par chaque sonde.  (D’ici 2010 , on a le temps!) • what this really means dave is that you should finish with a better table, where the left column is the subject, and the other columns tell what each messanger may bring. • Extragalactic sources (AGN ’s & GRB ’s): photons ; neutrino telescopes ; UHECR maybe ; For GW need directionality and thus world-wide network, whose name I forgot. • Galactic sources : Virgo ; Antares ; Auger ; photons • SUSY:

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