Mthodes exprimentales pour ltude du rayonnement cosmique

1
Méthodes expérimentales pour létude du
rayonnement cosmique

• Bernard Degrange
• Laboratoire Leprince-Ringuet
• Ecole Polytechnique (Palaiseau)
• Aspects généraux des expériences sur les rayons
  cosmiques
• Nouveaux projets spatiaux (satellites et
  ballons)
• Latmosphère comme détecteur (principes)
• Latmosphère comme détecteur (expériences)
• Le milieu glaciaire ou marin comme détecteur (?)
• Perspectives

2
4. LATMOSPHÈRE COMME DÉTECTEUR Expériences
3
4. Latmosphère comme détecteur Expériences

• Lastronomie gamma au-dessus de 100 GeV
• Limagerie Tcherenkov (HESS, MAGIC, CANGAROO,
  VERITAS)
• Léchantillonnage Tcherenkov (CELESTE, STACEE,
  CACTUS)
• Les détecteurs à grande ouverture angulaire
  (MILAGRO, TIBET-ARGO)
• Les expériences sur les rayons cosmiques
  dénergie ultra-haute
• Les défis expérimentaux
• Deux expériences à résultats contradictoires
  AGASA et HiRes
• Un ensemble hybride lobservatoire Pierre Auger

4
4.a Lastronomie gamma au-dessus de 100 GeV

• Détecteurs à effet Tcherenkov atmosphérique
• Instruments à champ de vue limité (5 de diamètre
  pour H.E.S.S.), donc devant suivre une source
  dans son mouvement apparent sur le ciel.
• Ne fonctionnent que la nuit, par beau temps, en
  labsence de lune.
• Grand pouvoir de discrimination  gamma-hadron 
  ? ont produit lessentiel du catalogue de sources
  au TeV (plus de 30 en 2006).
• Détecteurs de surface (particules chargées et ?
  secondaires au sol)
• Instrument à grand champ de vue (près dun
  stéradian)
• Haute fraction de temps utile
• Faible pouvoir de discrimination  gamma-hadron 
  ? sensibilité beaucoup plus limitée

5
4.a1 Télescopes à effet Tcherenkov atmosphérique

• Imagerie Tcherenkov
  Échantillonnage Tcherenkov

Former limage dans le plan focal dun télescope
Temps darrivée amplitudes sur un grand nombre
de stations
6
Télescopes à effet Tcherenkov détermination du
seuil
Lumière de fond de ciel 1012 photons m-2 sr-1
s-1

• Augmenter la surface de collection des photons
  surface du réflecteur Acol
• Augmenter efficacité de détection des photons e
  (reflectivité, collecteurs de lumière, efficacité
  quantique des phototubes)
• Le temps de coïncidence ?t ne devrait pas
  beaucoup dépasser la durée t du signal Tcherenkov
  (t 3 ns)? miroir isochrone, déclenchement
  rapide
• Langle solide ?O dans lequel on intègre le
  signal de photons ne doit pas dépasser la taille
  angulaire Og de la gerbe vue du détecteur
• ? petits pixels, déclenchement reposant sur
  des secteurs du champ de vue ou sur des critères
  de voisinage (plus proches voisins).

7
Télescopes dimagerie actuels
8
VERITAS
CANGAROO III
MAGIC
HESS I
9
Télescopes dimagerie les caméras
10
Télescopes dimagerie caméras à haute définition
VERITAS
MAGIC
11
Télescopes dimagerie caméra à haute
définition(H.E.S.S.)

• 960 phototubes
• équipés de
• collecteurs de lumière
• (cônes de Winston).
• Électronique de
• déclenchement (secteurs
• (à recouvrement partiel)
• dans la caméra.
• Lecture par mémoire
• analogique dans la caméra
• (échantillonnée au GHz)
• Signal analogique intégré sur 12 ns ? ADC

12
Un moyen efficace de suivi des détecteurs les
images annulaires des muons

• Les muons tombant sur le miroir dun télescope
  produisent une image en anneau dont le contenu en
  lumière est entièrement calculable.
• La comparaison avec les signaux effectivement
  obtenus fournit lefficacité globale incluant les
  effets
• de labsorption dans latmosphère proche
• de la réflectivité du miroir
• de lefficacité des collecteurs de lumière
• de lefficacité quantique des photodétecteurs.
• Lévolution du détecteur est ensuite
  automatiquement prise en compte dans lanalyse.

13
Systèmes stéréoscopiques de télescopes à effet
Tcherenkov

• Chaque gerbe est vue par
• plusieurs télescopes
• Très important facteur de
• rejet hadronique (gt 1000)
• symétrie de révolution
• faible largeur 3D
• pour les gerbes électromagnétiques
• direction (sources ponctuelles)
• Bien meilleure
• résolution angulaire quavec
• un seul télescope
• ( 4' avec 4 télescopes)
• Meilleure résolution en énergie
• (15)

14
Systèmes stéréoscopiques de télescopes à effet
Tcherenkov

• Mesure directe de lorigine du gamma dans le
  champ de vue (important pour les sources
  étendues)
• Mesure directe de la position de limpact au sol
  (important pour la mesure de lénergie)

15
Sensibilité aux sources gamma exemple de
H.E.S.S.
Capacité danalyse de sources étendues comme Vela
Junior (2 de diamètre)
Plus de 30 sources au TeV maintenant contre 6
confirmées il y a 5 ans
M. Lemoine-Goumard 2006
16
Seuils en énergie des télescopes dimagerie

• Le seuil dépend de langle zénithal
• Typiquement 120 GeV
• au zénith pour H.E.S.S.
• et les systèmes stéréoscopiques
• comparables.
• MAGIC II (deux télescopes identiques)
• espère atteindre 50 GeV.
• Prochaine étape H.E.S.S. II
• 50 GeV avec un très grand
• télescope les 4 actuels en stéréoscopie
• 20 GeV espérés en  mono  avec le très grand
  télescope et un déclenchement de second niveau.

H.E.S.S.
17
Sensibilités des télescopes dimagerie actuels
18
Vers des seuils entre 20 et 50 GeV H.E.S.S. II
19
Lère de GLAST, MAGIC et H.E.S.S. II
20
Vers un ou plusieurs grands réseaux dimageurs
Tcherenkov

• Objectif une sensibilité au niveau du
  milli-Crabe au TeV
• Ceci pourrait être atteint avec 20 à 30
  télescopes imageurs de type HESS-I
• Le gain en sensibilité ne tient pas seulement à
  la surface balisée, mais aussi à la qualité de la
  stéréoscopie (nombre dimages de la même gerbe ?
  augmentation du facteur de rejet des hadrons,
  augmentation de la résolution angulaire) 56
  des gerbes sont vues par au moins 4 tél. avec un
  ensemble de 16 2/3 des gerbes avec un ensemble
  de 36 tél.
• Collaboration HESS-MAGIC en vue dun tel projet
  CTA Cherenkov Telescope Array.

Exemple dun ensemble de 16 télescopes
distribution des impacts au sol de gerbes
verticales vues par un nombre donné de télescopes.
M. Lemoine-Goumard 2006
21
Une autre possibilité dutiliser la lumière
Tcherenkov léchantillonnage temporel

• Pour abaisser le seuil, on profite
• de la grande surface de
• réflecteurs fournie par une
• centrale solaire 2000 - 6000 m2
• Il faut alors séparer les faisceaux
• des différents héliostats
• ? optique secondaire
• Un phototube par héliostat.

22
CELESTE (France) 53 54 m2
STACEE (USA) 64 40 m2
CACTUS (USA) 160 40 m2
23
Échantilloneurs Tcherenkov principes de base

• On mesure les temps darrivée du front de lumière
  Tcherenkov
• ( sphérique à basse énergie) sur les
  différents héliostats
• ? position développement maximal (1).
• Lélectronique de déclenchement
• doit resynchroniser les signaux
• venant des différents trajets.
• On mesure lamplitude du signal
• lumineux sur chacun des
• héliostats
• ? position de limpact au sol (2)
• (1) (2) ? direction de la gerbe
• mais discrimination ?-hadron
• insuffisante ? sensibilité limitée
• ( CELESTE 5,8 s en une heure sur
• la nébuleuse du Crabe )

24
4.a2 Détecteurs à grand champ de vue

• On détecte au sol les particules chargées de la
  gerbe et les ? secondaires (scintillateurs ou
  détecteurs Tcherenkov à eau)
• Grande fraction de temps utile 90
• Grand angle solide stéradian
• Adaptation aux phénomènes transitoires
  imprévisibles
• (ex sursauts gamma)
• MAIS faible sensibilité (0.5 Crabe) en raison
  des faibles facteurs de rejet des hadrons et de
  la résolution angulaire limitée (0.5 to 1)
  (direction mesurée à partir des temps darrivée
  des signaux sur les différents détecteurs).
• et des seuils en énergie relativement élevés (
  1 TeV)

25
Expériences dastronomie gamma à grand champ de
vue
Tibet
Scintillateurs
 Piscine  (détecteur Tcherenkov à eau)
26
et bientôt ARGO-Yang Ba Jing (2006)
Gain dun facteur ( 3) en sensibilité
27
Rejet du fond hadronique dans MILAGRO

• La lumière dans la couche inférieure de
  phototubes ? hadrons
• (cf. muons qui traversent complètement la
  piscine).
• Gerbes hadroniques régions avec accumulation de
  lumière ? peu de PM touchés, mais avec un fort
  signal chacun.
• Gerbes de ? distribution de lumière plus
  régulière ? beaucoup de PMT touchés mais signaux
  faibles.

Facteur de rejet pour les protons 10
28
4.b Les expériences sur les rayons cosmiques
dénergie ultra-haute
4.b1 Les défis expérimentaux

• Les flux extrêmement faibles ? surfaces énormes à
  baliser
• 1 événement par km2 par an à 1019 eV
• 1 événement par km2 par siècle à 1020 eV si
  spectre différentiel en E-3
• La complexité des gerbes géantes
• 3 1010 ?, e, µ de plus de 200 keV à
  1019 eV
• Les difficultés dinterprétation ? difficultés
  dans la mesure de lénergie
• Incertitudes sur la composition primaire
• Incertitudes sur la physique hadronique (p-noyau
  ou noyau-noyau)
• Les désaccords entre les expériences AGASA
  (réseau de surface) et HiRes (il de mouche).

29
Les rayons cosmiques dénergie ultra-haute
historique

• Anciennes expériences (depuis 1962)
• Volcano Ranch (USA), Haverah Park (UK),
  Yakutsk (Russie),
• Flys Eye (USA, premier détecteur de
  fluorescence)
• Deux expériences récentes en désaccord
• AGASA (Akeno, Japon) réseau de surface, depuis
  1990
• HiRes (Utah, USA) 2  yeux  de mouche
  (fluorescence)
• HiRes1 depuis 1997
• HiRes2 depuis 2000
• Nouvelle génération lObservatoire Pierre Auger
  
• premier détecteur hybride (Malargüe, Rép.
  Argentine)
• Réseau de surface balisant 3000 km2
• 4  yeux  de mouche (fluorescence)

30
4.b2 Deux expériences à résultats
contradictoiresAGASA et HiRes

• AGASA (Akeno Giant Air Shower Array)
• Réseau de scintillateurs 110 stations de 2,2 m2
• Surface balisée 100 km2
• ?E/E 30 et ? ? 3 à 1019 eV
• HiRes (il de mouche à haute résolution)
• 2  yeux  situés à 12,6 km lun de lautre
• HiRes-I 22 détecteurs couvrant 360 en azimuth
  et de 3 à 17 en
• hauteur (ADC classiques)
• Hi-Res-II 42 détecteurs couvrant 360 en
  azimuth et de 3 à 31 en
• hauteur (Flash-ADC échantillonnés à 100 ns )
• Résolution angulaire ?? 0,6 en mode
  stéréoscopique,
• mais 5 en mono.
• Erreur sur la position de limpact 100 m en
  mode stéréoscopique, mais 300 m en mono.

31
AGASA le spectre ( E3)

• Les résultats dAGASA ne vérifient pas la
  coupure du spectre prédite par Greisen, Zatsepin
  et Kuzmin ( GZK ) en 1966, coupure due à
  linteraction des protons ou noyaux dultra-haute
  énergie dorigine extragalactique avec les
  photons cosmologique à 2,7K
• p photon (2,7K) ? ?? p N

32
Flys Eye et HiRes le spectre ( E3)

• Triangles mauves Flys Eye (stéréo)
• Carrés rouges HiRes-I (mono)
• Cercles noirs HiRes-II (mono)
• Triangles bleus AGASA

Les 3 détecteurs de fluorescence donnent des
résultats compatibles avec la coupure GZK
Cheville
33
4.b3 Lobservatoire Pierre Auger

• Disposer dune statistique suffisante
• 250 événements par an de E gt 4 1019 eV
• 30 événements par an de E gt 1020 eV
• Utiliser les deux techniques
• Détecteurs de particules chargées et ?
  secondaires au sol
• ? haute proportion de temps utile
• Détecteurs de fluorescence ? meilleure mesure de
  E
• En mode hybride, on vise finalement ?? 0,5 et
  ?E/E 10 à 20
• Réseau de surface sur 3000 km2, déployer 1600
  cuves où les particules sont détectées par effet
  Tcherenkov dans leau
• Détecteurs de fluorescence 4  yeux de mouche 
  comportant chacun 6 télescopes et couvrant chacun
  3030 (13000 pixels au total)
• Site Malargüe, Argentine linstallation sera
  complète en 2007. Une installation comparable est
  envisagée dans lhémisphère nord.

34
Lobservatoire Pierre Auger dans sa configuration
finale
35
Lobservatoire Pierre Auger le réseau de surface

• Réseau triangulaire de 1600 cuves au pas de 1,5
  km détectant les particules chargées et les ?
  secondaires par effet Tcherenkov dans leau (12
  tonnes).
• Bonne séparation des µ par rapport aux e et ?
  secondaires un µ traverse la cuve complètement
  ? signal important le signal dun muon vertical
  est utilisé comme étalon (VEMvertical equivalent
  muon).
• Bonne sensibilité aux grands angles zénithaux
  (cf. neutrinos pouvant créer des gerbes très
  inclinées)
• Alimentation par panneau solaire et transmission
  de données numériques par voie hertzienne

Surface 10 m2 Hauteur 1,20 m
36
Lobservatoire Pierre Auger le réseau de surface

• À lintérieur de chaque cuve, un revêtement
  réfléchit la lumière Tcherenkov qui est lue par
• 3 photomultiplicateurs.
• Déclenchement local (au niveau de chaque cuve)
• 2 possibilités
• Seuil nominal (Th)
• Seuil bas avec condition sur le temps pendant
  lequel le signal dépasse le seuil bas ( Time
  over threshold  ToT)
• Déclenchement central coïncidence entre 3 cuves
  satisfaisant la condition  Time over threshold 

37
Lobservatoire Pierre Auger le réseau de surface
Dépendances temporelles des signaux des cuves à
différentes distances dimpact
(Muons survivants)
38
Réseau de surface lacceptance
Surface effective de détection / Smax (Egt3EeV)
fonction de lénergie primaire pour les protons,
à différents angles zénithaux
39
Réseau de surface et estimateur dénergie(1.a)
Distribution latérale méthode

• La distribution latérale est obtenue en ajustant
• par maximum de vraisemblance les paramètres
• dune formule suggérée par les calculs
• analytiques ou les simulations (ex.
  distribution
• similaire à celle de Nishimura-Kamata-Greisen
  
•  NKG ) sur les données des cuves.
• Il faut pour cela maîtriser les fluctuations des
  signaux obtenus
• à peu près gaussiennes pour les signaux forts
  (gt15 VEM)
• poissonniennes et dépendant du nombre effectif np
  de particules pour les signaux faibles la
  simulation donne la distribution du signal à np
  fixé pour une distance r à laxe et un angle
  zénithal ?.
• Les coordonnées de limpact sont des paramètres
  de lajustement.
• Entre plusieurs paramétrisations, on choisit
  celle qui minimise les résidus pour les cuves
  situées à moins de 1500 m de limpact ? formule
   NKG 

40
Réseau de surface et estimateur dénergie(1.b)
Distribution latérale résultats

• Forme  NKG  choisie pour chaque cuve, le
  signal  théorique  est paramétré selon
• La figure du haut montre la variation de
  log(Sthéo/S(1000)) avec log(r).
• Le paramètre rs est fixé à 700 m (car très
  fortement corrélé à ß) ? S(1000) est bien le
  signal théorique attendu à r 1000 m
• Quand on laisse ß libre à différents angles
  zénithaux, on vérifie que ß varie linéairement
  avec (1/cos ? -1) figure du bas.

41
Réseau de surface et estimateur dénergie(2) Le
signal théorique à 1000 m S(1000)

• Le choix de la distance de 1000 m minimise (pour
  ce réseau)
• les fluctuations gerbe à gerbe du signal à
  énergie primaire donnée
• les effets de la paramétrisation insensibilité
  à des variations de ß de 8 (figure)
• De S(1000) à lestimateur dénergie pour une
  même gerbe dénergie E0, S(1000) dépend de
  lépaisseur datmosphère traversée, donc de
  langle zénithal ?.

? Facteur correctif dépendant de ? et déterminé
expérimentalement
42
Réseau de surface et estimateur dénergie(3) La
coupure à intensité constante

• Pour estimer expérimentalement le facteur
  correctif dépendant de langle zénithal ?, on
  utilise la quasi-isotropie du rayonnement
  cosmique et on se place aux énergies gt 3 EeV où
  lacceptance ne dépend plus de lénergie.
• Pour un intervalle ??, lacceptance est alors
  simplement proportionnelle à
• cos ? d(cos?) sin ? cos ? ?? (effet de
  projection effet dangle solide).
• Lestimateur dénergie ? doit être choisi de
  telle façon que sa distribution soit indépendante
  de ? (isotropie du rayonnement cosmique) .
  Considérons une valeur particulière S0 de
  S(1000). À langle zénithal ? (à ?? près), le
  taux dévénements pour lesquels S(1000)gtS0 vaut
  
• Lintensité I(? gt ?0) doit être indépendante de ?
  ( coupure à intensité constante ) et, pour une
  valeur fixée de lestimateur, la coupure S0 en
  S(1000) doit dépendre de ? de façon que

43
Réseau de surface et estimateur dénergie(4)
Lestimateur S38

• On choisit des intervalles égaux en sin2? et,
  dans chacun, pour une valeur donnée de S(1000) à
  langle médian de 38 (qui sert de référence), on
  détermine expérimentalement S0(?) tel que
• On construit la  courbe dintensité constante 
• CIC(?) S(1000)/S0(?)
• et lestimateur dénergie est par suite
  ? S38 S(1000)/CIC(?)
• CIC(?) est déterminée pour une valeur S(1000)15
  VEM et on suppose que sa variation ne dépend pas
  de cette valeur.

CIC fonction de ?
CIC fonction de 1/cos ?
44
Réseau de surface et estimateur dénergie(5) De
S38 à lénergie reconstruite

• Il reste à étalonner S38 en termes dénergie
  primaire, ce quon fait à partir des événements
  hybrides dont lénergie est reconstruite à partir
  du profil longitudinal fourni par les détecteurs
  de fluorescence.
• On observe une bonne corrélation qui conduit à la
  formule empirique suivante où S38 est exprimée en
  VEM
• E0(en EeV) 0,16 S381,06

45
Lobservatoire Pierre Auger les détecteurs de
fluorescence

• Quatre  yeux  situés à la périphérie du réseau
  
• et abritant chacun 6 télescopes de Schmidt
  dont le champ de vue est de 3030
• regardant vers lintérieur du réseau et
  couvrant la partie du ciel de 1 à 31 au-dessus
  de lhorizon.

46
Reconstruction des événements hybrides

• Comme on la vu, un événement vu par un seul il
  (monoculaire) ne permet pas de bien reconstruire
  la gerbe.
• Si le réseau de surface est utilisé pour
  contraindre la position de limpact, la précision
  est bien meilleure
• comme on lobserve à partir dévénements
  artificiels créés par un laser situé au centre du
  réseau

Écart à la distance à laxe
Écart angulaire
47
Reconstruction des événements hybrides

• Le profil longitudinal obtenu par le détecteur de
  fluorescence donne la profondeur Xmax du
  développement maximal et lénergie déposée dans
  latmosphère par les particules chargées.
• mais il manque lénergie déposée par les muons
  dans le sol et celle des neutrinos. Cette
  correction,relativement faible (10 ) est
  déterminée par
• les simulations.

Etot/Edéposée
48
Lobservatoire Auger premiers résultats sur le
spectre

• Le spectre provisoire actuel semble en meilleur
  accord avec les résultats de HiRes, mais les
  incertitudes systématiques sont encore trop
  grandes pour conclure définitivement.
• La plus grande incertitude vient de la conversion
  de S38 en énergie.
• Cest en partie dû à lincertitude actuelle sur
  le taux de fluorescence (12) ? incertitude de
  25 sur lénergie mesurée par le détecteur
• de fluorescence
• ? 30 à 50 sur E0.
• Progrès importants à venir avec des mesures
  complémentaires et laugmentation importante de
  la statistique dévénements hybrides.

49
Lobservatoire Auger peut aussi détecter des
neutrinos ultra-énergétiques gerbes horizontales

• Aux très grands angles zénithaux
• (?gt80), la distance entre la zone de
• développement maximal dune
• gerbe ordinaire et le détecteur peut
• dépasser 100 km.
• Une telle gerbe  vieille  est
• essentiellement constituée de muons
• le front de particules est quasiment
• plan et la durée temporelle du signal
• est brève (gt50 ns).
• Toutefois, la masse datmosphère observée à ces
  grands angles zénithaux par lobservatoire Auger
  a été évaluée à environ 40 km3 deau équivalents,
  donc une cible intéressante pour la détection de
  neutrinos.
• Le point dinteraction du neutrino peut alors
  être relativement proche du détecteur (quelques
  km), produisant ainsi une gerbe horizontale jeune
  caractérisée à la fois par
• la présence dune composante importante
  délectrons () et ? secondaires
• un front de particule à courbure significative (
  km)
• un signal sétalant temporellement sur plusieurs
  centaines de ns.

50
Lobservatoire Auger peut aussi détecter des
neutrinos ultra-énergétiques cas des ?t

• Un neutrino  tau  venant du sol à moins de 2
  de lhorizontale peut produire un t sortant de
  terre, sa longueur moyenne de désintégration
  étant de 50 km à 1018eV.
• Le lepton t peut se désintégrer à basse altitude
  (quelques 100 m) juste au-dessus des détecteurs
  qui pourront être déclenchés.
• Lacceptance est significative pour un domaine
  dénergie du ?t allant de 21017eV à 61018eV.
• À ces énergies, la Terre nest plus transparente
  pour les neutrinos leur longueur moyenne
  dinteraction nest plus que de quelques 100 km
  mais quelle que soit linteraction (par
  courant chargé ou neutre), un neutrino t moins
  énergétique sera finalement produit, ce qui
  augmente la probabilité dune détection.

51
Lobservatoire Auger sensibilité aux neutrinos
ultra-énergétiques

• Interactions de neutrinos dans latmosphère à
  très grand angle zénithal quelques 10 km3 deau
  équivalents.
• Interactions dans la Terre de ?t ascendants à
  moins de 2 de lhorizontale 1000 km3 deau
  équivalents, pour E?31018eV.

52
Au-delà de lère  Auger  les gerbes géantes
vues depuis lespace

• EUSO (Extreme Universe Spatial Observatory),
  projet dil de mouche à bord de la station
  spatiale internationale.
• Un seul il mais, pour lever la
   dégénérescence  Rp,?, on utilise le très
  intense signal Tcherenkov collimé le long de la
  gerbe, qui, lors de limpact au sol (ou plus
  souvent sur la mer) renvoie une partie de la
  lumière vers le détecteur (albedo du sol ou de la
  mer)
• Dans le plan focal du télescope spatial, le point
  terminal de la gerbe est caractérisé par un
  signal nettement plus intense.
• Cette signature de limpact et le temps
  correspondant complètent linformation du
  mouvement de la tache lumineuse
• (?i f(ti)) pour reconstruire la gerbe
  géométriquement.

53
5. LE MILIEU GLACIAIRE OU MARIN COMME DÉTECTEUR
DE NEUTRINOS
54
5. Le milieu glaciaire ou marin comme détecteur
de neutrinos

• Les défis de lastronomie des neutrinos de très
  haute énergie
• Faibles probabilités dinteraction et faibles
  flux
• La détection par les muons ascendants
• Dimensionnement dun télecope à neutrinos
• Principe des détecteurs optiques
• Historique
• Reconstruction des muons
• Glace ou eau ?
• Expériences actuelles ou en construction
• Vers des détecteurs de neutrinos dénergie
  ultra-haute
• Radio-détection de cascades dans la glace
• Un exemple lexpérience RICE
• Vers de nouveaux projets plus sensibles

55
5.a Les défis de lastronomie des neutrinos de
très haute énergie5.a1 Faiblesse des
interactions et des flux

• Non seulement les flux attendus sont faibles (cf
  les flux de gamma au TeV FCrabe (gt1TeV)
  210-11 cm-2 s-1)
• mais la section efficace varie de 10-35 cm2 à 1
  TeV
• à 10-33 cm2 à 1 PeV.
• Nécessité dune énorme
• masse de cible ?
• le détecteur doit être un
• milieu naturel
• (eau ou glace).
• ?µ N ? µ
• On se contente le plus
• souvent de détecter le
• muon.

Total
Crt. chargé
Crt. neutre
56
5.a2 La détection par les muons ascendants

• Le parcours moyen du muon dans leau ou dans la
  glace est de lordre de 2 km pour E? 1 TeV et
  de lordre de 20 km pour
• E? 1 PeV.
• En ne détectant que le muon, on accroît la
  longueur de la cible par le parcours potentiel du
  µ.

Eau
Parcours moyen du muon

• Dans un milieu transparent (eau ou glace), on
  détecte la lumière Tcherenkov produite par le
  muon.

Glace
57
La détection par les muons ascendants

• En ne détectant que le muon,
• on fait une erreur sur la direction
• du neutrino incident qui limite
• la résolution angulaire aux basses
• énergies
• lt?µ?gt 2,6 (100 GeV/E)½
• Pour éliminer les µ pénétrants (µ?)
• venant des gerbes atmosphériques
• produites directement au-dessus du
• détecteur, on se restreint aux
• muons ascendants (µ?) grâce au caractère
• directionnel du phénomène Tcherenkov
• mais les neutrinos produits dans les
• gerbes atmosphériques à dautres endroits
• de la Terre peuvent produire des muons
• ascendants cest le fond inévitable de
• neutrinos atmosphériques
• et le rapport (µ?/µ?) 106 à 2500 m de
  profondeur
• impose une qualité de reconstruction
  exceptionnelle.

58
Le fond inévitable de neutrinos atmosphériques
F? atm (gt1 TeV) 410-9 cm-2 s-1 sr-1
Fµ(? atm, gt1 TeV) 10-14 cm-2 s-1 sr-1
µ? (µ atm.)
µ? (? atm.)
µ? (? extra-terrestre)
59
5.a3 Dimensionnement dun détecteur de neutrino

• Le rapport du flux de muons au flux de neutrinos
  dorigine astrophysique est, pour E? 1 TeV, de
  lordre de 10-6
• Pour des sources de ? produits à partir de p0???,
  le flux de neutrinos (produits par p?µ?) est du
  même ordre que le flux de ?. Un flux de neutrino
  de 1 Crabe (FCrabe (gt1TeV) 210-11 cm-2 s-1)
  donnera
• 610-17 µ cm-2 s-1 19 µ km-2 an-1
• Pour E? 1 PeV, on gagne un facteur 100
• sur la section efficace et un facteur 10 sur
  
• le parcours du muon, mais on ne dispose
• que de modèles théoriques pour évaluer
• les flux à ces énergies et surtout
• au PeV, la Terre devient
• opaque aux neutrinos.

60
Dimensionnement dun détecteur de neutrino

• Pour détecter presque à coup sûr une source au
  TeV comparable aux sources ? de lintensité du
  Crabe (sous réserve dun processus de production
  hadronique), une surface effective au moins de
  lordre du km2 est nécessaire, mais
• le nombre de muons produits par les neutrinos
  atmosphériques dans un cône de 1 de demi-angle
  au sommet est de quelques unités par an au-dessus
  du TeV pour une surface du km2.
• On pourra peut-être détecter certains phénomènes
  éruptifs ( flares ), qui, en astronomie ?,
  peuvent produire 5 à 10 fois lintensité du Crabe
  pendant quelques jours (cf. blazars)
• létiquetage en temps par les télescopes ?
  (dans lespace ou au sol) dun phénomène éruptif
  bref (sursaut ? ou éruption de blazar) permettra,
  dans ce cas, de travailler avec un fond réduit de
  neutrinos atmosphériques.
• Dans le domaine du PeV, les neutrinos sont
  intéressants dans la mesure où lastronomie gamma
  est limitée au PeV, énergie où lUnivers devient
  opaque aux ? qui produisent des paires ee- sur
  le rayonnement cosmologique en micro-ondes, mais
  les flux de ? prédits sont très faibles.
• Toutefois, un détecteur plus petit garde son
  intérêt dans un premier temps pour la mise au
  point des techniques de détection.

61
Longueur dabsorption des ? de haute énergie par
le rayonnement électromagnétique
Longueur dabsorption en Mpc
1 Mpc
PeV
TeV
Énergie en eV
62
5.b Principe des détecteurs optiques5.b1
Historique

• Années 1990-2000
• 1993 Arrêt de DUMAND dans le Pacifique
• Première reconstruction de muons ascendants dus
  aux neutrinos atmosphériques (Eµ?gt10 GeV) par
  lexpérience du Lac Baïkal à 1100 m de
  profondeur de NT36 en 1993 à NT200 en 1998.
• Premières expériences dans la glace du Pôle Sud
  AMANDA-B4 à AMANDA-B10.
• Depuis 2000 détecteurs et projets de 0,1 km2
• AMANDA II au Pôle Sud (1500 à 2000 m de
  profondeur)
• ? 3369 µ? de ? atm. de 2000 à 2003
• Projets en Méditerranée
• ANTARES (près de Toulon à 2500 m de profondeur).
• Première ligne opérationnelle en Mars 2006.
• NESTOR (près de Pylos en Grèce)
• NEMO (RD en Italie et test dun site en Sicile)
• Vers des détecteurs de 1 km2
• Ice Cube au Pôle Sud le km2 devrait être
  atteint en 2008
• Projet Km3NET en Méditerranée en cours
  délaboration.

63
5.b2 Reconstruction des muons

• On déploie dans leau ou dans la glace des lignes
  portant une série de  modules optiques 
  contenant chacun un photomultiplicateur.
• Ci-contre exemple dANTARES
• On enregistre les temps darrivée de la lumière
  Tcherenkov produite par le muon (et les petites
  gerbes électromagnétiques quil produit dans le
  milieu), de même que les amplitudes.

64
Reconstruction du µ cas idéalisé
ANTARES 1ère ligne 2006 (µ?)

• Supposons que la trace du muon soit parfaitement
  rectiligne (sans gerbe sur son parcours) et que
  les PM ne reçoivent que de la lumière directe
  (absence de diffusion).
• Sur une ligne (parallèle à Oz orienté vers le
  haut), le PM de cote z recevra un signal au temps
• avec ? angle du µ avec Oz
• (cos ? gt0 pour µ?)
• ? angle Tcherenkov
• d distance minimale entre le muon et la ligne
• t0 temps du passage du µ à la distance minimale.

• La courbe est une branche dhyperbole qui
  permet en principe de déterminer
• ?, d et t0.

65
Reconstruction du µ effets géométriques

• Mais la branche dhyperbole peut être
• quasi-rectiligne
• Même si d et ? peuvent être reconstruits,
• une seule ligne ne donne pas lazimuth
• (symétrie de révolution) et, pour chaque
• azimuth, on a 2 directions de même ?.
• Avec 2 lignes, on reconstruit en principe la
  droite à une symétrie près par rapport au plan
  des lignes. Il faut au moins 3 lignes pour lever
  lambiguïté.
• Ensuite, les muons réels créent des gerbes sur
  leur parcours (petites gerbes fréquentes par
  production de paires, rarement de grosses gerbes
  par bremsstrahlung).

66
Reconstruction du µ influence de la résolution
temporelle
Antares Ldiff gt 100 m

• Enfin, la lumière diffusée dans le milieu arrive
  sur le PM avec retard et le signal en temps est
  plus mal défini si le milieu est diffusif. On
  doit procéder par un maximum de vraisemblance
  prenant en compte létalement temporel des
  signaux.
• Compte-tenu de lénorme rapport (µ?/µ?), il faut
  atteindre des facteurs de rejet gt 106 pour les
  µ?.

67
Reconstruction du muon mesure de lénergie

• À haute énergie, quand le muon ne sarrête pas
  dans la zone instrumentée, on peut obtenir une
  estimation grossière de son énergie par la
  fréquence et lintensité des petites gerbes
  électromagnétiques quil produit tout le long de
  son parcours
• mais lénergie nest connue quà un facteur 3
  ou 4 près.

Amanda
68
5.b3 Eau ou glace ?La glace (AMANDA, Ice Cube)

• Avantages
• facilité de déploiement des lignes (forage par
  injection deau chaude sous pression)
• absence de signaux parasites (ni 40K, ni
  bioluminescence)
• milieu très transparent (Lattén. 105 m à 120 m)
• Inconvénients
• milieu très diffusif (Ldiff. 24 m)
• ? élargissement temporel des signaux
• ? résolution angulaire limitée
• 2 (AMANDA),
• entre 0,7 et 1pour Ice Cube

AMANDA
Ice Cube
69
Leau ANTARES

• Avantages
• Peu de diffusion et une transparence raisonnable
• Ldiff. gt100 m et Lattén. 41 m pour ANTARES
• doù une résolution angulaire de 0,25 sur le
  muon
• Inconvénients
• Difficultés de déploiement et de connexion
• Taux de comptage dû au 40K et à la bioluminescence

70
5.b4 Expériences actuelles ou en
constructionAMANDA II

• Pôle Sud (base Amundsen-Scott) profondeur 1500
  m à 2000 m.
• 19 lignes, 10 m à 20 m despacement entre lignes.
• 677 PM au total.
• Déclenchement au moins 24 PM touchés en moins
  de 2,5 µs.
• Surface effective environ 0,1 km2 pour des µ de
  1 TeV

71
AMANDA II

• Derniers résultats
• 3329 événements
• accumulés de 2000
• à 2003, tous compatibles
• avec une origine de
• neutrinos atmosphériques.

72
Ice Cube

• Pôle Sud (base Amundsen-Scott) profondeur 1450
  m à 2450 m.
• 80 lignes de 60 modules optiques chacune
• 125 m despacement entre lignes.
• 4800 PM au total.
• Volume instrumenté 1 km3
• Détecteur de surface Ice Top un détecteur
  Tcherenkov à glace à proximité de chaque trou
  abritant une ligne lecture par deux modules
  optiques
• AMANDA II sera intégré dans Ice Cube et étendra
  ses capacités aux basses énergies.
• Devrait être terminé en 2008.

73
Ice Cube
Simulation dun événement contenu interaction
dun neutrino tau dans le volume instrumenté
Simulation dun muon ascendant de 6 PeV
74
Ice Cube acceptance (surface effective)
75
ANTARES

• En Méditerranée, au large de Toulon, à 2500 m de
  profondeur.
• Liaison par câble électro-optique à la station de
  La Seyne-sur-Mer à 40 km.
• Déploiement de lignes-tests (instrumentation,
  détecteurs optiques) en 2003 puis en 2005 ?
  validation de certains aspects, identification
  des problèmes résiduels.
• Première ligne complète déployée en Février 2006,
  fonctionne depuis Mars 2006.
• 12 lignes prévues à déployer sur 2006 et 2007

76
ANTARES

• 12 lignes, 75 PM par ligne
• 900 PM au total
• 60 à 80 m entre les lignes
• Sur une ligne 25 étages séparés par une
  distance de 14,5 m
• Par étage grappe de 3 PM orientés à 45 vers le
  bas
• Système de mesure acoustique de positionnement
• Lignes reliées à une boîte de jonction par un
  sous-marin télécommandé (ROV)

77
ANTARES acceptance (surface effective pour les
muons)
78
Autres développements en Méditerranée

• NESTOR près de Pylos (S-O de la Grèce)
• près de 4000 m de profondeur, à 30 km de la
  côte
• tours dont les étages sont des structures en
  étoile 6 bras en titane, chacun portant 2PM,
  un regardant vers le haut et un autre vers le
  bas
• déploiement dun étage à échelle réduite en 2003,
  qui a fonctionné pendant 2 mois.
• NEMO près de Catane (Sicile)
• Exploration dun site proche de Capo Passero à 80
  km de la côte à 3340 m de profondeur.
• Campagne de mesures sur site et RD en vue du
  projet Km3NET.

79
Complémentarité entre Ice Cube et un détecteur
comparable en Méditerranée (Km3NET)
80
Sensibilité des télescopes à neutrinos présents
et futurs
81
5.c Vers des détecteurs de neutrinos dénergie
ultra-haute

• Lexistence de protons ou noyaux cosmiques de
  plus de 1018eV jusquà au moins 1020eV implique
  celle de neutrinos dénergie ultra-haute
  (interaction p photon micro-onde ?p??).
• Au PeV, la Terre commence à devenir opaque aux
  neutrinos, doù la nécessité de détecter les
  neutrinos autrement que par les muons ascendants
  
• On va rechercher des événements contenus dans un
  grand volume gtgt km3, préférentiellement des ?e
  (cascade électromagnétique cascade hadronique
  déposant lessentiel de lénergie localement)
• et pouvant venir du haut
• en utilisant la radio-détection dans la glace
  (effet Askaryan).

82
5.c 1 Radio-détection de cascades dans la glace

• Dans un milieu dense, lémission radio des
  grandes gerbes de particules est due
  essentiellement à lexcès de charge négative
  (effet Askaryan) et à leffet Tcherenkov associé.
• La glace est un milieu favorable à la détection
  radio des gerbes en raison de sa grande longueur
  datténuation ( 1 km au GHz, contre 100 m dans
  le domaine optique).
• La cascade est relativement compacte (a 2 m à 1
  TeV) par rapport aux distances aux détecteurs (
  1 km) et lémission est cohérente jusquaux
  fréquences du GHz.
• La cohérence implique que la puissance reçue
  croît quadratiquement avec lénergie déposée ?
  idéal pour les énergies ultra-hautes.

83
5.c 2 Un exemple lexpérience RICE

• RICE (Radio Ice Cherenkov Experiment) au Pôle Sud
  sur le même site quAMANDA et Ice Cube.
• 18 antennes (récepteurs dipôles) répartis dans un
  cube de 200 m 200 m 200 m sous la surface à
  des profondeurs allant de 100 à 300 m.
• Filtrage entre 200 et 500 MHz.
• Étalonnage par 4 antennes émettrices dans le même
  volume.
• Recherche dinteractions dans la glace de ?e ou
  anti-?e venant du haut.

RICE vue de dessous
84
Lexpérience RICE

• Coïncidence entre 4 antennes dans 1,2 µs veto
  au moyen dantennes au sol (cornets) pour réduire
  le bruit dû aux activités locales.
• Bruits de fond
• Activités humaines (origine essentiellement en
  surface)
• Bruit thermique
• Reconstruction du vertex à partir des signaux
  dantennes.
• Volume effectif (acceptance) atteint 1km3 à 300
  PeV.

Kravchenko et al. 2003
85
5.c3 Vers de nouveaux projets plus sensibles

• ANITA (Antarctic Impulsive Transient Antenna,
  Antarctique)
• Radio-détection dune cascade due à linteraction
  dun neutrino dans la glace à partir dun ballon
  stratosphérique.
• Vu du ballon à 37 km daltitude, lhorizon est à
  700 km et les antennes explorent une surface au
  sol de 1,5106 km2, soit (compte-tenu de Lattén.
  1 km dans la glace) un volume de glace de
  1,5106 km3.
• Premier essai avec 2 antennes (ANITA-lite) en
  2004, vol de 18,4 jours champ de vue des
  antennes limité à 170000 km2.

86
GLUE(Goldstone Lunar Ultra-high Energy neutrino
experiment)

• Radio-détection dune cascade due à linteraction
  dun neutrino dans les 10 m de couche
  superficielle de matériau lunaire (régolithe).
• Détection au moyen de deux grands
  radio-télescopes distants de 22 km et reliés par
  fibre optique (JPL-NASA Deep Space Network à
  Goldstone, Californie).

87
Sensibilités dans le domaine des énergies
ultra-hautes
Sigl 2006
88
6. PERSPECTIVES
89
Perspectives

• Le problème de lorigine des rayons cosmiques est
  particulièrement difficile et les progrès ont été
  lents
• dans le domaine spatial en raison des coûts et
  des long délais
• au sol parce que les expériences sont délicates
  et exigent une maîtrise parfaite de
  lappareillage et un contrôle précis des bruits
  de fond.
• Les 20 dernières années ont été marquées par un
  nouvel intérêt pour cette physique et par des
  développements instrumentaux qui ont apporté des
  gains spectaculaires en sensibilité et en qualité
  des résultats (voir pour comparer le cours de
  lécole de Gif 1985)
• On a déjà commencé à récolter des résultats
  emblématiques, par exemple en astronomie gamma au
  TeV, qui laissent présager un avenir plein de
  promesses.

90
Perspectives

• Le retour des satellites consacrés aux rayons
  cosmiques chargés (PAMELA, AMS-2) après une
  interruption de près de 20 ans, va apporter une
  connaissance approfondie des spectres des
  différentes composantes (y compris les
  anti-particules) jusquau TeV.
• En astronomie gamma, GLAST doit, à partir de
  2007, décupler le nombre de sources dans le
  domaine du GeV, tandis que le futur grand réseau
  de télescopes Tcherenkov au sol (Cherenkov
  Telescope Array) devrait atteindre la sensibilité
  du milli-Crabe au TeV.
• En 2007, lobservatoire Auger-Sud sera complet
  et, pour la première fois, on sattaquera aux
  gerbes géantes avec un détecteur hybride et de
  surface suffisante. Après compréhension des
  effets systématiques, les premiers résultats
  orienteront la suite de cette enquête
  passionnante (site nord ou étude à partir de
  lespace).
• La construction de télescopes à neutrinos de
  sensibilité suffisante reste un défi majeur où
  les résultats sont moins garantis à court terme
  mais les développements entrepris restent des
  étapes obligatoires et de bonnes surprises
  restent possibles. Les résultats sur lastronomie
  gamma et sur les rayons cosmiques
  ultra-énergétiques devraient permettre de mieux
  cibler les objectifs les plus accessibles.