4 Décembre 2008G. Halladjian1 Recherche des neutrinos cosmiques à haute énergie émis par les AGNs avec le télescope ANTARES Garabed HALLADJIAN Dirigée par Paschal COYLE et Vincent BERTIN 2 ème année de thèse, CPPM JJC, 4 Décembre 2008

4 Décembre 2008G. Halladjian2 Plan de présentation Introduction –Astronomie neutrino –Télescope ANTARES –Objectifs scientifiques Noyau actif de galaxie (AGN)‏ –Description –Estimation de flux des neutrinos (p-p)‏ Système de positionnement acoustique –Description –Pointage du télescope

4 Décembre 2008G. Halladjian3 Plan de présentation Introduction –Astronomie neutrino –Télescope ANTARES –Objectifs scientifiques Noyau actif de galaxie (AGN)‏ –Description –Estimation de flux des neutrinos (p-p)‏ Système de positionnement acoustique –Description –Pointage du télescope

4 Décembre 2008G. Halladjian4 Astronomie neutrino Avantages du neutrino: Il est stable (Pas de désintégration pendant son parcours)‏ Source espace intergalactiqueTerre neutrino

4 Décembre 2008G. Halladjian5 Astronomie neutrino Avantages du neutrino: Il est stable (Pas de désintégration pendant son parcours)‏ Il est électriquement neutre (Pas de déviation par les champs magnétiques, localisation de la direction de sa source)‏ Source espace intergalactiqueTerre proton neutrino

4 Décembre 2008G. Halladjian6 Astronomie neutrino Avantages du neutrino: Il est stable (Pas de désintégration pendant son parcours)‏ Il est électriquement neutre (Pas de déviation par les champs magnétiques, localisation de la direction de sa source)‏ Il possède une très faible section efficace d'interaction et peut ainsi s'extirper des zones denses de l‘Univers Source espace intergalactiqueTerre proton photon neutrino

4 Décembre 2008G. Halladjian7 Astronomie neutrino Avantages du neutrino: Il est stable (Pas de désintégration pendant son parcours)‏ Il est électriquement neutre (Pas de déviation par les champs magnétiques, localisation de la direction de sa source)‏ Il possède une très faible section efficace d'interaction et peut ainsi s'extirper des zones denses de l‘Univers Source espace intergalactiqueTerre proton photon neutrino

4 Décembre 2008G. Halladjian8 Principe de détection neutrino Interaction ν μ avec un quark par l’interaction faible

4 Décembre 2008G. Halladjian9 Principe de détection neutrino muon interaction lumière Tcherenkov Terre Eau Réseau 3D neutrino

4 Décembre 2008G. Halladjian10 Plan de présentation Introduction –Astronomie neutrino –Télescope ANTARES –Objectifs scientifiques Noyau actif de galaxie (AGN)‏ –Description –Estimation de flux des neutrinos (p-p)‏ Système de positionnement acoustique –Description –Pointage du télescope

4 Décembre 2008G. Halladjian11 ANTARES 2475m 450m 60m 12 lignes 25 étages 3 MO

4 Décembre 2008G. Halladjian12 ANTARES 2475m 450m 60m 12 lignes 25 étages 3 MO

4 Décembre 2008G. Halladjian13 ANTARES 2475m 450m 60m 12 lignes 25 étages 3 MO

4 Décembre 2008G. Halladjian14 Déploiement des lignes Mar 06: L1 Sep 06: L2 Jan 07: L3 → L5 Déc 07: L6 → L10 May 08: L11 et L12

4 Décembre 2008G. Halladjian15 Connexion des lignes

4 Décembre 2008G. Halladjian16 Caractéristiques croissance avec l‘energie Terre opaque pour E > 100 TeV   rec −  true  rec − Effective area for [m 2 ] Dominé par la reconstruction Dominé par la cinématique

4 Décembre 2008G. Halladjian17 Caractéristiques Jun 2007 – Dec 2007: 5 lignes (139 jours actifs)‏ 250 upgoing neutrinos down-goingup-going p   p,  

4 Décembre 2008G. Halladjian18 Plan de présentation Introduction –Astronomie neutrino –Télescope ANTARES –Objectifs scientifiques Noyau actif de galaxie (AGN)‏ –Description –Estimation de flux des neutrinos (p-p)‏ Système de positionnement acoustique –Description –Pointage du télescope

4 Décembre 2008G. Halladjian19 Sciences avec ANTARES Gamma-Ray Bursts Monopole magnétique e-e- M.M. ? Sources transitoires Matière noire Particules exotiques Sources ponctuelles

4 Décembre 2008G. Halladjian20 Carte du ciel en neutrino Rayon gamma ? Radio Lumière visibleNeutrino

4 Décembre 2008G. Halladjian21 Origine du rayonnement cosmique Processus Leptoniques ou hadroniques?

4 Décembre 2008G. Halladjian22 Plan de présentation Introduction –Astronomie neutrino –Télescope ANTARES –Objectifs scientifiques Noyau actif de galaxie (AGN)‏ –Description –Estimation de flux des neutrinos (p-p)‏ Système de positionnement acoustique –Description –Pointage du télescope

4 Décembre 2008G. Halladjian23 Noyau actif de galaxie (AGN)‏ L’AGN est une région compacte située au centre d’une galaxie qui est beaucoup plus lumineuse que la normale dans une partie ou dans l'ensemble du spectre électromagnétique On pense que les radiations de l'AGN sont le résultat de l‘accrétion autour du trou noir super massif situé au centre de la galaxie Les AGN sont des sources de radiations électromagnétiques parmi les plus lumineuses de l‘Univers

4 Décembre 2008G. Halladjian24 Noyau actif de galaxie (AGN)‏ L’AGN est une région compacte située au centre d’une galaxie qui est beaucoup plus lumineuse que la normale dans une partie ou dans l'ensemble du spectre électromagnétique On pense que les radiations de l'AGN sont le résultat de l‘accrétion autour du trou noir super massif situé au centre de la galaxie Les AGN sont des sources de radiations électromagnétiques parmi les plus lumineuses de l‘Univers

4 Décembre 2008G. Halladjian25 Plan de présentation Introduction –Astronomie neutrino –Télescope ANTARES –Objectifs scientifiques Noyau actif de galaxie (AGN)‏ –Description –Estimation de flux des neutrinos (p-p)‏ Système de positionnement acoustique –Description –Pointage du télescope

4 Décembre 2008G. Halladjian26 Hypothèses Espace intergalactiqueAGNTerre

4 Décembre 2008G. Halladjian27 Hypothèses 1. Emission de rayon γ et ν par interaction p-p → π 0, π +, π - γ γ γ νeνe νμνμ νμνμ

4 Décembre 2008G. Halladjian28 Hypothèses 1. Emission de rayon γ et ν par interaction p-p → π 0, π +, π - 2. Phénomène d’oscillation de ν γ γ γ νeνe νμνμ νμνμ νeνe νμνμ ντντ

4 Décembre 2008G. Halladjian29 Hypothèses 1. Emission de rayon γ et ν par interaction p-p → π 0, π +, π - 2. Phénomène d’oscillation de ν 3. Absorption du rayon γ en traversant l’espace γ γ γ νeνe νμνμ νμνμ γ νeνe νμνμ ντντ

4 Décembre 2008G. Halladjian30 Hypothèses 1. Emission de rayon γ et ν par interaction p-p → π 0, π +, π - 2. Phénomène d’oscillation de ν 3. Absorption du rayon γ en traversant l’espace γ γ γ νeνe νμνμ νμνμ γ νeνe νμνμ ντντ

4 Décembre 2008G. Halladjian31 Hypothèses 1. Emission de rayon γ et ν par interaction p-p → π 0, π +, π - 2. Phénomène d’oscillation de ν 3. Absorption du rayon γ en traversant l’espace γ γ γ νeνe νμνμ νμνμ γ νeνe νμνμ ντντ

4 Décembre 2008G. Halladjian32 Hypothèses 1. Emission de rayon γ et ν par interaction p-p → π 0, π +, π - 2. Phénomène d’oscillation de ν 3. Absorption du rayon γ en traversant l’espace γ γ γ νeνe νμνμ νμνμ γ νeνe νμνμ ντντ

4 Décembre 2008G. Halladjian33 Hypothèses 1. Emission de rayon γ et ν par interaction p-p → π 0, π +, π - 2. Phénomène d’oscillation de ν 3. Absorption du rayon γ en traversant l’espace γ γ γ νeνe νμνμ νμνμ γ νeνe νμνμ ντντ

4 Décembre 2008G. Halladjian34 Fond de lumière diffuse extragalactique (EBL)‏ EBL est la lumière émise par tous les objets de l'univers durant son histoire Il forme un océan de photons qui remplit l’espace intergalactique

4 Décembre 2008G. Halladjian35 Attenuation du rayon γ par l’EBL

4 Décembre 2008G. Halladjian36 Spectre de EBL

4 Décembre 2008G. Halladjian37 Spectre de EBL 1.Photons émis par les corps célestes 1

4 Décembre 2008G. Halladjian38 Spectre de EBL 1.Photons émis par les corps célestes 2. Réémission thermique par la poussière cosmique 12

4 Décembre 2008G. Halladjian39 Spectre de EBL 1.Photons émis par les corps célestes 2. Réémission thermique par la poussière cosmique 3. CMB 12 3

4 Décembre 2008G. Halladjian40 Epaisseur optique τ L’épaisseur optique d'un milieu mesure le degré de sa transparence. Elle est définie par la fraction de rayonnement diffusée ou absorbée par les composants du milieu traversé. Si I 0 est l‘intensité du rayonnement émise par une source traversant un milieu et I est l'intensité de ce rayonnement à une profondeur donnée, l'épaisseur optique τ mesure la partie de l'énergie perdue par absorption et diffusion selon la formule :

4 Décembre 2008G. Halladjian41 Simultaneous constraints on the spectrum of the extragalactic background light and the intrinsic TeV spectra of Mrk 421, Mrk 501, and H Eli Dwek & Frank Krennrich Epaisseur optique τ

4 Décembre 2008G. Halladjian42 Spectre de rayon γ

4 Décembre 2008G. Halladjian43 Conversion spectrale du flux γ à celui de ν Hypothèses: l’émission des rayons γ (E ~ 1 TeV) est dominée par la désintégration de π 0 produit par l’interaction p-p. Potential Neutrino Signals from Galactic γ-Ray Sources (Aharonian & al.)‏

4 Décembre 2008G. Halladjian44 Spectre de ν Spectre du Neutrino

4 Décembre 2008G. Halladjian45 Bruit de fond Première approximation Taux neutrino atmosphérique = 3000 neutrino/hémisphère/an Ω = 0.6 o ν atm / an Ω = 1.0 o ν atm / an Ω = 2.0 o ν atm / an

4 Décembre 2008G. Halladjian46 1ES ν (EBL upper) ν (EBL lower)‏ > 10TeV> 1TeV Г Earth = Г max = Г min = Z= Dec= -23 o 29’31’’ Vis=

4 Décembre 2008G. Halladjian47 1ES ν (EBL upper) ν (EBL lower)‏ > 10TeV> 1TeV Г Earth = Г max = Г min = Z= Dec= -11 o 59’27’’ Vis=

4 Décembre 2008G. Halladjian48 Conclusion Avec les hypothèses suivantes : –100% modèle hadronique –p-p interaction (paramétrisation d’Aharonian)‏ –Aucune absorption des rayons gamma dans les sources LA DETECTION DES ν COSMIQUES EMIS PAR LES AGNs EST POSSIBLE AVEC ANTARES

4 Décembre 2008G. Halladjian49 Plan de présentation Introduction –Astronomie neutrino –Télescope ANTARES –Objectifs scientifiques Noyau actif de galaxie (AGN)‏ –Description –Estimation de flux des neutrinos (p-p)‏ Système de positionnement acoustique –Description –Pointage du télescope

4 Décembre 2008G. Halladjian50 ANTARES 2475m 450m 60m 12 lignes 25 étages 3 MO

4 Décembre 2008G. Halladjian51 Système de positionnement acoustique Emetteur Récepteur hydrophone

4 Décembre 2008G. Halladjian52 Système de positionnement acoustique Z(m)‏ Example Courant marine V = 25 cm/s r max = 22 m Compas: Mesure de la rotation propre des lignes Inclinomètre: Mesure de l’inclinaison des lignes

4 Décembre 2008G. Halladjian53 Plan de présentation Introduction –Astronomie neutrino –Télescope ANTARES –Objectifs scientifiques Noyau actif de galaxie (AGN)‏ –Description –Estimation de flux des neutrinos Système de positionnement acoustique –Description –Pointage du télescope

4 Décembre 2008G. Halladjian54 Incertitude sur la positions des pieds des lignes ~ 2500 m

4 Décembre 2008G. Halladjian55 Incertitude sur la positions des pieds des lignes La position des pieds des lignes sont mesurées depuis le bateau ~ 2500 m

4 Décembre 2008G. Halladjian56 Incertitude sur la positions des pieds des lignes La position des pieds des lignes sont mesurées depuis le bateau La position du bateau est mesurée par le satellite ~ 2500 m

4 Décembre 2008G. Halladjian57 Incertitude gaussienne 2σ2σ 2σ2σ 2σ2σ 0.5 m < σ x,y < 1.1 m σ z < 0.1 m

4 Décembre 2008G. Halladjian58 La position absolue des pieds des lignes ~ 2500 m

4 Décembre 2008G. Halladjian59 La position absolue des pieds des lignes La distance entre les pieds des lignes (distances acoustiques) diminue l’incertitude sur la positions des pieds des lignes ~ 2500 m

4 Décembre 2008G. Halladjian60 Distances fixes After current correction L2→L3L3→L2average 5 mm

4 Décembre 2008G. Halladjian61 Distances fixes After current correction L2→L3L3→L2average 5 mm + + = =

4 Décembre 2008G. Halladjian62 Distances fixes After current correction L2→L3L3→L2average 5 mm

4 Décembre 2008G. Halladjian63 Triangulation Avant triangulation

4 Décembre 2008G. Halladjian64 Triangulation Avant triangulationAprès triangulation

4 Décembre 2008G. Halladjian65 Infinité de solution Translation

4 Décembre 2008G. Halladjian66 Infinité de solution TranslationRotation

4 Décembre 2008G. Halladjian67 Infinité de solution d → ε TranslationRotation

4 Décembre 2008G. Halladjian68 Infinité de solution d → εd → ∞ TranslationRotation

4 Décembre 2008G. Halladjian69 Infinité de solution d → εd → ∞ TranslationRotation

4 Décembre 2008G. Halladjian70 Simulation Monte-Carlo Génération :

4 Décembre 2008G. Halladjian71 Simulation Monte-Carlo Génération : 1

4 Décembre 2008G. Halladjian72 Simulation Monte-Carlo Génération : 1, 2

4 Décembre 2008G. Halladjian73 Simulation Monte-Carlo Génération : 1, 2, … détecteurs

4 Décembre 2008G. Halladjian74 Simulation Monte-Carlo Génération : 1, 2, … détecteurs

4 Décembre 2008G. Halladjian75 Simulation Monte-Carlo Génération : 1, 2, … détecteurs Distances aléatoires

4 Décembre 2008G. Halladjian76 Simulation Monte-Carlo Génération : 1, 2, … détecteurs Triangulation :

4 Décembre 2008G. Halladjian77 Simulation Monte-Carlo Génération : 1, 2, … détecteurs Triangulation : 1

4 Décembre 2008G. Halladjian78 Simulation Monte-Carlo Génération : 1, 2, … détecteurs Triangulation : 1, 2

4 Décembre 2008G. Halladjian79 Simulation Monte-Carlo Génération : 1, 2, … détecteurs Triangulation : 1, 2, … détecteurs

4 Décembre 2008G. Halladjian80 Simulation Monte-Carlo Avant triangulationAprès triangulation

4 Décembre 2008G. Halladjian81 Distances

4 Décembre 2008G. Halladjian82 Distances

4 Décembre 2008G. Halladjian83 Pointage du télescope

4 Décembre 2008G. Halladjian84 Pointage du télescope σ (horizontale) = 0.13 degré

4 Décembre 2008G. Halladjian85 Pointage du télescope σ (horizontale) = 0.13 degré σ (verticale) = 0.02 degré

4 Décembre 2008G. Halladjian86 Conclusion Le Monte-Carlo créé permet de: –Estimer l’incertitude sur le pointage du télescope, et ceci a montré un pointage suffisant pour rechercher des AGNs –Montrer l’efficacité du système du positionnement acoustique –Étudier l’influence de l’incertitude des différents paramètres physiques (vitesse du son, …) sur les positions des appareilles acoustiques dans le but de déterminer la résolution angulaire du télescope