Les nouveaux Les nouveaux messagers des étoilesmessagers des étoiles

Neutrinos Gravitons

NoyauxDavid A. Smith

Centre d’Études Nucléaires de Bordeaux-

Gradignan

GDR Phénomènes Cosmiques

de Haute ÉnergieToulouse, 19 septembre

2000

Wimps

This talk:Une revue des instruments

qui aident à lever le voile sur l’Univers relativiste caché.

ORIENTE’ OBJETS SONDES

Principes, avec un archétype français

Performances, pas toujours comparatives

Scène internationale.

Merci aux nombreux contributeurs de transparents!

Sonder l’Univers avec toutes les interactions fondamentales:

Les photons, de Galilei jusqu’à Jacques Paul Par la force faible, les neutrinos Antimatière, et noyaux de toutes les énergies Les gravitons SUSY ? Autre ?

Babar’s wife

PRINCIPE DE PRINCIPE DE DETECTIONDETECTION

• Les Les neutrinosneutrinos interagissent avec la interagissent avec la matière entourant le détecteur ou avec matière entourant le détecteur ou avec la terre.la terre.

Neutrino :INDETECTABLE

Muon : DETECTABLE

GLACE OU EAU

TERRE

Lumière Tcherenkov produite par le muon

• Une matrice 3-D de PMs dans Une matrice 3-D de PMs dans la glace la glace ou ou dansdans l’eau l’eau permet de détecter la permet de détecter la lumière lumière TcherenkovTcherenkov produite produite par les par les muonsmuons..

• mesure du développement temporel du sillage lumineux direction du muon

• mesure de la quantité de lumière énergie du muon

(transparents F. Hubaut)

Antares 0.1 kmAntares 0.1 km22 designdesign

224400m00m

300m300mactiveactive

Electro-opticalElectro-opticalsubmarine cablesubmarine cable ~40km~40km

Junction boxJunction box

Readout cablesReadout cables

Shore stationShore station

anchoranchor

floatfloat

Electronics containersElectronics containers

~60m~60m

Compass,Compass,tilt metertilt meter

hydrophonehydrophone

Optical moduleOptical module

Acoustic beaconAcoustic beacon

~100m

13 strings12 m between storeys

(transparent J. Hernandez)

Des muons descendants sont produits Des muons descendants sont produits massivementmassivement par interaction du par interaction du rayonnement cosmique primaire avec rayonnement cosmique primaire avec l’atmosphèrel’atmosphère

nécessite nécessite suivant la physiquesuivant la physique (sources (sources diffuses, NAG, sursauts gamma) : diffuses, NAG, sursauts gamma) :

– de ne regarder que les particules de ne regarder que les particules ascendantes,ascendantes,(évaluer les erreurs (évaluer les erreurs dues à la reconstruction)dues à la reconstruction)

– un détecteur blindé (profond),un détecteur blindé (profond),

– résolution angulaire.résolution angulaire.

BRUIT DE FOND PHYSIQUEBRUIT DE FOND PHYSIQUE

Profondeur = 2300 m

E > 1 TeVMuons

atmosphériques

Muons issus de neutrinos

atmosphériques

(transparents F. Hubaut)

sr à un moment donné, soit angle zénithale de 600, mais 3.5 sr sur l ’année.)

CIEL OBSERVABLECIEL OBSERVABLE

Simulations avec un détecteur situé sur le 45ème parallèle

Carte du ciel vu par EGRET

Plus des quatre cinquièmes du ciel sont observables (3.5 π sr) !!

• complémentarité avec AMANDA

• télescopes γ : < 10-2 sr (belles nuits sans lune…)

RESOLUTION RESOLUTION ANGULAIREANGULAIRE

50% des événements sont dans un pixel de rayon 0.2o (rayons lune ou soleil)

résolution angulaire ~ 0.2o

Cela permet de couvrir un hémisphère céleste avec ~ 200 000 pixels

(limitée par les erreurs dues à la reconstruction)

AMANDA II : ~ 1.2o

ν atm. dominent les flux diffus cosmiques en dessous de ~ 10 TeV résolution en énergie

SPECTRES DIFFUS PREVUS DE SPECTRES DIFFUS PREVUS DE NEUTRINOS DE HAUTE ENERGIENEUTRINOS DE HAUTE ENERGIE

flux attendus faibles et incertains nécessite une grande surface de détection :

~ 1 km2

Un flux devrait être mesuré avec 0.1 km2

atm. prédominent

Neutrinosatmosphériques

1 TeV 1 PeV 1 EeV

atm. ~ 1 evt/an/km2 avec Eµ > 100 TeV

Neutrinos cosmologiques

Neutrinos galactiques

NAG modèles de blazar

NAG modèles génériques

(Une coïncidence temporelle avec un GRB ouun SN aide à rejeter le fond atmosphérique.)

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.

Astronomie neutrinoAstronomie neutrino

1027 Hz =4 TeV

An

tare

s

RECONSTRUCTION RECONSTRUCTION DES SPECTRESDES SPECTRES

Exemple : spectre des muons issus de neutrinos atm. (le plus mou écart maximal)

On pourra remonter au spectre physique ...

1 TeV 1 PeV

(condition importante pour l’astronomie)

SPECTRES DIFFUSSPECTRES DIFFUSRECONSTRUITSRECONSTRUITS

La résolution en énergie permet :

• de contrôler la contamination des ν atm.

• de tester les modèles de sources cosmiques

Rejet des neutrinos atm. :

modèle tout coupure

Atmos. 2725146 6813

NAG 1 35413 25112

NAG 2 59115 2179

Coupure à 10 TeV

Atmos.

NAG

Evénements par an pour ~0.1 km2 :

Log(Emesurée)

erreurs statistiques

Critères de

sélection

évts déclenchant

évts reconstruits

évts sélectionnés

surfacegéom.

1 TeV

SURFACE EFFECTIVESURFACE EFFECTIVEDE DETECTIONDE DETECTION

Surface effective de détection :

20 000 m2 à 100 GeV70 000 m2 à 10 TeV0.1 km2 à 100 TeV

déclenchement reconstruction analyse

>

• WIMPs : WIMPs : la SUperSYmétriela SUperSYmétrie fournit un fournit un candidat naturel à la matière noire : le candidat naturel à la matière noire : le neutralino neutralino 11

00

– piégé gravitationnellement au piégé gravitationnellement au centre de la Terre ou du Soleilcentre de la Terre ou du Soleil

– annihilations annihilations sources ponctuelles sources ponctuelles de neutrinosde neutrinos

RECHERCHE DE RECHERCHE DE MATIERE NOIRE ...MATIERE NOIRE ...

Su

rfac

e (k

m2 )

Masse du neutralino (GeV)

Surface pour observer 1 évént / an

ANTARESANTARES

• 2000-2003: 2000-2003:

première étapepremière étape

~1000 PMTs~1000 PMTs

• 2003-2007:2003-2007:

>5000 PMTs>5000 PMTs

AMANDAAMANDA

• 2000-2001: 2000-2001:

AMANDA IIAMANDA II

~800 PMTs~800 PMTs

• 2001-2005:2001-2005:

>5000 PMTs>5000 PMTs

“ “ICE CUBE”ICE CUBE”

PLANNINGPLANNING

AMANDA a 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

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.

Rayons cosmiques

>1019 eVSite sud:

Mendoza, Argentine

(tra

nspa

rent

A. L

etes

sier

-Sel

von)

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.

Toutes expériences confondues, depuis 1965: 14 évènements.

AGASA a un réseau de 100 km2 depuis 1991.

AUGER: avec 3000 km2, 30 évènements par an.

La chasse à >1020 eV

Séparation noyau/proton/photon:

(évolution radiale aussi)

Cross-talkCross-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!

OWL : Voir la fluorescence

atmosphérique avec satellites.

Dans le planning de la NASA

pour 2015.

FUTURSite nord: début construction 2002? Démarrage 2005?

(HiRes depuis 1997, et stéréo depuis 1999. AGASA tourne.)

Site sud: Essais dès 2001, appareil complet en 2003.

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 sr sur l’année, avec une bonne mesure d ’énergie.Gerbes horizontales oui, mais mesure compromise

Alpha Magnetic Spectrometer

on the

International Space StationRecherche 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 ».

AMS PhysicsAMS Physics

• To search for Antimatter To search for Antimatter (He,C) in space with a (He,C) in space with a sensitivity of 10sensitivity of 1033 to 10 to 1044 better better than current limits.than current limits.

• To search for dark matterTo search for dark matter– High statistics precision High statistics precision

measurements of emeasurements of e, , and p and p spectrum.spectrum.

• To study Astrophysics.To study Astrophysics.– High statistics precision High statistics precision

measurements of D, measurements of D, 33He, He, 44He, He, B, C, B, C, 99Be, Be, 1010Be spectrumBe spectrum• B/C: to understand CR B/C: to understand CR

propagation in the Galaxy propagation in the Galaxy (parameters of galactic wind). (parameters of galactic wind).

• 1010Be/Be/99Be: to determine CR Be: to determine CR confinement time in the Galaxy.confinement time in the Galaxy.

(transparents B. Alpat)

L’anti-concurrence

AMS-02

Résultat CAPRICE 1998

10 fois l’erreur attendu par AMS pour >1 TeV

Modèle: attente sans exotisme

Des ballons depuis 25 ans...

(2002)

(2004)

Ring Imaging Cerenkov Detector

Autres thèmesAMS 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.

(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.

(1)

(2)

(3)

« banc de test pour la rélativité générale »

~300 Hz

~700 Hz

(e.g. Hulse-Taylor 17 Hz)(dans 200.000 ans!)

(1/ an < 200 Mpc?)

Supermirrors and ultravacuum.

Slow controls, feedback systems.

Barre: fréquence de résonance.

Interféromètre: gamme large de fréquences.

(transparents M. Davier)

2 Hz2 Hz

bruitbruit

(atout de 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

LISA : Planning NASA pour 2010

(l’espace, pour les basses fréquences, 0.001 à 0.01 Hz)

Deux sites (nord-ouest & sud-est) pour déterminer la direction ; pour établir des coïncidences entre ondes gravitationnelles.

(un site suffit pour les coïncs et ).

cherche l’interaction d’un LSP avec le Ge de leur bolomètre souterrain.

Détecteurs de WIMPs

Plus pertinentes au GDR-PCHE sont les recherches des produits

d’Annihilation HESS, GLAST

ANTARES, AMANDA

p,e+D AMS

complementarité entre LHC/edelweiss/astroparticle

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,

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: