Sterren kijken op de bodem van de zee Aart Heijboer

Transcriptie

1 Sterren kijken op de bodem van de zee Aart Heijboer

2 Onderzoek naar de bouwstenen van de natuur Onderzoek naar het heelal met behulp van die deeltjes

3 Deeltjes uit de ruimte

4 The Physical Review, 1937 Deeltjes uit Kosmische straling leren ons over hoe de natuur in elkaar zit.

5 Elementaire deeltjes Quarks up Leptons Bouwstenen van atomen. elektron down muon Het elektron bleek een zwaarder broertje te hebben. Ontdekt in 1936 in Kosmische straling. 'Who ordered that?' - I. Rabbi

6 Positron

7 Quarks up charm top down strange bottom Leptons Elementaire deeltjes elektron muon tau-lepton elektron neutrino muon neutrino tau neutrino licht zwaar Alle deeltjes experimenteel aangetoond ( waarom 3? zijn er meer? )

8 Voor elk deeltje met positieve elektrishe lading, is er een identieke partner met negatieve lading... met dezelde natuurwetten! Het Positron (= anti-electron) voorspeld door theorie (Dirac)! positron ontdekt in kosmische straling (1932)

9 Deeltjes uit de ruimte

10 protonen zelfde deeltjes die versneld worden in LHC ELHC = 7000 GeV 10 bilion GeV Ergens in het heelal zijn deeltjesversnellers die keer krachtiger zijn dan de LHC we weten niet wat voor dingen het zijn.

11 protonen worden afgebogen door magnetische velden in het heelal M87: galaxy with supermassive black hole at the center, emitting a relativistic jet of particles.

12 protonen worden afgebogen door magnetische velden in het heelal ns1006a: remnant of a supernova

13 protonen worden afgebogen door magnetische velden in het heelal ns1006a: remnant of a supernova ph ot o n

14 Hoog energetische fotonen worden waargenomen 1000 GeV energie (~LHC) Niet zeker of ze te maken hebben met protonen Over grotere afstanden: geabsorbeerd door achtergrondlicht. ns1006a: remnant of a supernova ph ot on Hess telescoop Namibie

15 protonen worden afgebogen door magnetische velden in het heelal M87: galaxy with supermassive black hole at the center, emitting a relativistic jet of particles. ph ot on hoog energetische fotonen worden geabsorbeerd

16 Een deeltje dat niet afgebogen wordt door magneten (geen electrische lading) niet geabsorbeerd wordt door materie (niet meedoen aan de sterke kernkracht)

17

18 Nieuw boodscapper deeltjes: Neutrino 'Neutrinos are the closest thing to nothing you can study' - Italiaans voor 'lklein neutraal dingetje' - geen afmeting - geen elektrische lading - geen massa (bijna), altijd met de lichtsnelheid - geen interactie met materie (bijna) - geen spiegelbeeld (!!) merk je niks van erg kleine kans op een interactie

19 protonen worden afgebogen door magnetische velden in het heelal ph ot on Neutrinos: worden niet afgebogen wijzen naar hun bron laten zien waar de protonen versneld worden worden niet geabsorbeerd onderweg naar Aarde maarrr: erg moeilijk te detecteren de meeste vliegen dwars door de Aarde heen..

20 Detectie principe kunnen uitrekenen wat er gebeurt νµ µ W N on u m X dankzij theorie en experiment ino r t neu Uppsala 2000 Ivo van Vulpen 20

21 Detectie principe on u m ino r t neu Uppsala 2000 Ivo van Vulpen 21

22 Het Cherenkov Effect go lff ro n t ~100 m on u m ino r t neu Uppsala 2000 Ivo van Vulpen 22

23 Het Cherenkov Effect go lff ro n t ~100 m on u m ino r t neu Uppsala 2000 Ivo van Vulpen 23

24 Detectie principe on u m ino r t neu Uppsala 2000 Hoge energie neutrino's interaction waarschijnlijkheid evenredig met E muon gaat wel 5 km bij E = 10 TeV Cherenkov effect (35000 photons/metre) enorm volume met dungezaaide detector diep: Ivo van Vulpen bescherming tegen neergaande muonen 24 helder water goede hoek-resolutie (< 0.5o)

25 Buoy 350 m 100 m ~60-75 m Uppsala 2000 Ivo van Vulpen total volume ~ 200 x 200 x 300 meter3 Junction box 25

26 super-gevoelige licht-detector

27 shore station Bucarest 7 countries 29 institutes ~150 wetenschappers 40 km to detector

28

29

30

31

32

33

34 sinds Mei 2008: Alle strings aangesloten wat zien we?

35 Neutrino's! atmospherisch :(

36 Zoeken naar kosmische bronnen.

37 Zoeken naar kosmische bronnen. Neutrino's van dezelfde plek... aan de hemel. Een bron of toeval??

38 Donkere Materie 80% van de materie in het heelal bestaat uit deeltjes die we niet kennen theorieen over wat het zou kunnen zijn (supersymmetrie) : test bij LHC maar ook met neutrinotelescoop.

39 Donkere Materie in de Zon? χ zon WIMPs ingevangen in de zon χχ χ χ χ ν Aarde neutrinos met veeel hogere energie dan de gewone zonne-neutrinos kunnen we detecteren met Antares antares

40 De volgende stap. KM3NeT - plan voor een nog-veel-grotere detector - at least 1 km3 let's make thing bigger - Discussies over waar hij gebouwd moet worden: - Griekenland of Sicilie - Nikhef denkt hard mee over het ontwerp - Over een paar jaar hopelijk klaar

41 Samenvatting Intieme relatie tussen wetenschap van het allerkleinste (deeltjesfysica) en het allergrootste (sterrekunde en cosmologie) Antares is een voorbeeld: deeltjes gebruiken om meer te leren over zeer krachtige versnellers in sterrekundige objecten. Antares heeft z'n eerste neutrinos gemeten: nu zoeken naar cosmische bronnen. Donkere materie?

42 Sterren Kijken op de Bodem van de Zee. Aart Heijboer, Nikhef.

43 Geschiedenis & Huidige Status 2006 : 1 lijn aangesloten : eerste (neergaande muonen) 2007 : 5 lijnen: eerste neutrinos mei 2008: 12 lijn detector compleet. In totaal 80 miljoen muon triggers

44 Geschiedenis & Huidige Status 2006 : 1 lijn aangesloten : eerste (neergaande muonen) 2007 : 5 lijnen: eerste neutrinos mei 2008: 12 lijn detector compleet. werkende lijnen, Huidige status In totaal 80 miljoen muon triggers wachten op aansluiting

45 Onderzoek naar fundamentele deeltjes: de kleinste bouwstenen van de Materie

46 deeltjes uit de ruimte! 1936 ontdekking van het muon. nu weten we: het zijn grotendeels protonen

47 protonen uit de ruimte! ELHC = 7000 GeV sommige kosmische deeltjes: 10 miljard GeV Deeltjesversnellers in het heelal die miljoen keer sterker zijn dan LHC!

48 Neutrino Energetische processen in het heelal spin: willen bronnen bestuderen fotonen ontoerijkend weten dat neutrino's gemaakt moeten worden (want CR) neutrinos ideal, maar : onmogelijk te detecteren rare capriolen om ze toch te zien. goed uitleggen waarom het zo groot moet

49

50 model voorspelt 1 neutrino door een vierkante meter per dag. (wb flux boven 100 GeV) kans datie een interactie aangaat: 1 op de X miljoen. enige oplossing: enorm groot detector-oppervlak.

51 Waarom Neutrino Astronomie? We verwachten kosmische neutrino-bronnen: - zeer hoog energetische kosmishe straling - Bronnen van TeV gamma's Detectie van Neutrino's: - ondubbelzinnig bewijs voor hadron-versnelling - astronomie bij >> TeV (gaat niet met 's)

52 electonica : string power module optische GB link naar de kust (DWDM) Buoy 350 m 100 m ~60-75 m Uppsala 2000 Ivo van Vulpen totaal volume ~ 200 x 200 x 300 meter3 Junction box 52

53 Kosmische straling Deeltjesversnellers in de kosmos! Galaxy Supernova Remnants Solar System Active Galactic Nucleus Uppsala 2000 Active Galactic Nuclei Sun Gamma Ray Bursters m( x ul F) Ve G s2r s µ-quasar 1- Cygnus Extragalactic Ivo van Vulpen Energy (ev) 53

54 ANTARES detector νµ µ W N X γč 43 µ ν Uppsala 2000 Signature: Time an position of the Cherenkov Photons in 3d Sensor-Matrix =>Reconstruction of μ track Ivo van Vulpen 54

55 p Gerard van der Steenhoven ANTARES detector µ Buoy ν p 12 string ANTARES detector 14.5 m 350 m 100 m ~60-75 m Uppsala 2000 Ivo van Vulpen Junction box Junction box 55

56

57

58

59

60

61

62

63

64 Science with ANTARES SNR High energy neutrino astrophysics: galactic: SN, SNRs, µ-quasars... extra-gal: AGNs, GRBs, GZK GRB Search for New Physics: Dark matter (sun, GC), Monopoles.. Binary systems Earth-Sea Science: oceanography, sea biology, seismology, environment monitoring... AGN Microquasars? ~MeV GeV-100 GeV GeV-TeV TeV-PeV PeV-EeV > EeV

65 Neutrinos and Multi-Messenger Astronomy Neutrinos Unambiguous probe of hadronic processes Not deflected by B fields Not absorbed by dust Horizon not limited by interaction with CMB/IR Detectable over full energy range (GeV->PeV) Can be correlated with optical signals

66 Detection principle 3D PMT array p, α νµ p Cherenkov light from µ νµ νµ γ 42 Sea floor µ νµ interaction The reconstruction is based on local coincidences compatible with the Cherenkov light front - Main detection channel: ν µ interaction giving an ultra-relativistic µ (ν e and ν τ also) - Energy threshold ~ 10 GeV

67 NIKHEF, Amsterdam Utrecht KVI Groningen NIOZ Texel University of Erlangen Bamberg Observatory ITEP,Moscow Moscow State Univ ISS, Bucarest IFIC, Valencia UPV, Valencia UPC, Barcelona CPPM, Marseille DSM/IRFU/CEA, Saclay APC, Paris LPC, Clermont-Ferrand IPHC (IReS), Strasbourg Univ. de H.-A., Mulhouse IFREMER, Toulon/Brest C.O.M. Marseille LAM, Marseille GeoAzur Villefranche University/INFN of Bari University/INFN of Bologna University/INFN of Catania LNS Catania University/INFN of Pisa University/INFN of Rome University/INFN of Genova 67

68 V. Bertin - CPPM - Roma The ANTARES Site & Infrastructure Submarine cable

69 Region of Sky Observable by Neutrino Telescopes AMANDA/IceCube (South Pole) (Ice: ~2 /0.6 ) ANTARES/KM3 (43 North) (water: ~0.2 /0.1 ) Mkn 421 Mkn 501 Mkn 501 CRAB SS433 RX J SS433 GX339-4 Galactic Centre CRAB VELA

70 The ANTARES Detector 2500m 900 PMTs 12 lines 25 storeys / line 3 PMTs / storey 40 km to shore V. Bertin - CPPM - Roma 450 m Junction Box 70 m Interlink cables

71 autile Building the Detector: Line Connections Line 1, Line 2 Lines 3-5, Lines 6 Victor -10 Robot submarine Lines 11, 12 71

72 Detector status after completion Detector completed 30 may % of modules operational Regular maintenance of in-situ infrastructure foreseen

73 Basic Detector Element: a storey Optical Beacon with blue LEDs: timing calibration titanium frame: support structure Optical Module: 10 Hamamatsu PMT in 17 glass sphere (σtts 1.3 ns) photon detection Local Control Module (in Ti cylinder): Front-end ASIC, DAQ/SC, DWDM, Clock, tilt/compass, See poster: B. Baret, 13-15/07-OG Hydrophone: acoustic positioning

74 Acoustic Position Alignment Storey 1 Storey 8 Storey 14 Storey 20 Storey 25 Radial displacement Distances and rotations measured every 2 min See poster: A. Brown, 13-14/07 - OG 2.7

75 In-Situ Calibration with Potassium-40 Gaussian peak on coincidence plot γ Cherenkov e- (β decay) Ca Integral under peak Peak offset Precision (~5%) monitoring of OM efficiencies K Cross check of time calibration See poster: JP. Gomez, 10-11/07 - OG 2.5

76 Number of Triggers 5 lines (2007) μ 10 or more lines (2008) μ CABLE REPAIR Total : 240 days = 80% of calendar Selected :167d = 70% of total Total : 243 days = 83% of calendar Selected :173d = 71% of total See poster: M. Bouwhuis, 10-11/07 - OG 2.5

77 Track Reconstruction Online Algorithm Offline Algorithm Triplets as single points Find clusters of floors allowing one skipped floor Only lines with at least one such cluster Add compatible single hits Chi square fit Uses final alignment Loose selection Full likelihood fit Multiple starting points not immediately available excellent angular resolution Immediately available non-optimal angular resolution See talk: A. Heijboer, 13/07-15:30 - OG 2.5

78 Expected Performance (full detector) Neutrino effective area Angular resolution Ndet =Aeff Time Flux For Eν<10 PeV, Aeff grows with energy due to the increase of the interaction cross section and the muon range. For Eν>10 PeV the Earth becomes opaque to neutrinos. For Eν<10 TeV, the angular resolution is dominated by the ν-µ angle. For Eν>10 TeV, the resolution is limited by track reconstruction uncertainities.

79 Data-MC Comparison: Downgoing Muons (5-lines) data CORSIKA QGSJET +NSU MC uncertainty No quality cuts applied MUPAGE data CORSIKA QGSJET +NSU CORSIKA QGSJET+Horandel Agreement within (substantial) theoretical + MC uncertainty Main experimental errors stem from OM efficiency and acceptance and optical water properties (λ abs λscatt )

80 5 lines (2007): Depth vs. Intensity y ar in in ar y im el Pr Pr el im 2,5km 6km See talk: M. Bazzotti, 8/7/09, HE340 Work on reducing systematics is ongoing

81 Search for Large-Scale Asymmetry Pr el im in in Down-going Muons ar y 5 line data (2007) Elevation >10 degrees At least 2 lines >20 hits downgoing muons Ang Resolution <5 degrees 10*10 degree bins No asymmetry observed with current statistics See talk S. Mangano, 8/7/09, HE1131 See poster G. Guillard, Antares as a gamma telescope

82 5 line data (2007): NEUTRINOS p, α νµ νµ p Pr el im γ in a ry 168 active days 168 upward events (multi-line fit) down up horizontal

83 All-Sky Point Search Results BIC distribution of only background Pr el im Stringent cuts to ensure low background and good angular resolution. in ar y Expectation-MaxImisation algorithm Pr el im in ar y BICobs In our sample : BICobs = 1.4 (highest value) p-value = 0.3 (1σ excess) (δ = -63.7º RA =243.9º) See talk S. Toscano, 13/7/09, OG2.5 No significant excess found

84 Source Candidate List Search applied to 25 selected sources φ90 (10-9 TeV cm-2 s-1 ) Pr el im The lowest value corresponds to a p-value pre-trial of 3σ Expected in 10% of the experiments when looking at 25 sources (post-trial probability) Competitive limits in southern sky in a ry

85 2008 data: Neutrinos Pr el im in ar y 174 active days 582 upgoing events (multi-line fit)

86 Scrambled Skymap 750 upgoing neutrinos (multi-line) Unblinding once reprocessed with final alignment

87 Transients with ANTARES Triggered search Rolling search Requires Satellite trigger Full sky search Low backgrounds due to direction and time coincidences 24hr/24hr Dump all L0 data in 2min window around trigger (i.e. no trigger losses) Special track reconstruction using known direction See poster M. Bouwhuis, 341, OG2.4 Sliding time window around events Fast online reconstruction optical follow up to identify source Also sensitive to dark bursts See talk D. Dornic, 13/7/09, OG2.5

88 Triggered Search: Time Delays GRB alerts from three satellites INTEGRAL Swift Fermi Response time = time delay buffering time Swift INTEGRAL 24 alerts from INTEGRAL 241 alerts from Swift Fermi 198 alerts from Fermi (From February 2007 to May 2009)

89 Rolling Search Triggers - Multiplet of neutrino events - Single High Energy Neutrino From the same direction and within a short time window Above ~20-50 TeV, the background rate begins to be negligible R2 atm ( Ω atm 2 t R1 2π ) 2 Application to ANTARES: Cuts tuned to give 1-2 triggers per month R atm 1000 yr 1 1 ΔΩ = 3 x 3 Δt = 15 min R 2 atm yr 1

90 Optical Follow-Up TAROT (Télescope à Action Rapide pour les Objets Transitoires) Two robotic 25 cm diameter telescopes -TAROT Calern, France -TAROT La Silla, Chile Field of view of 1.86 x s pointing Magnitude V<17 (10s) V<19 (100s) Operational since May 2009 TAROT La Silla

91 Gravitational Waves and Neutrinos Common sky coverage for VIRGO+LIGO+ANTARES In geocentric coordinates (assumes ANTARES has 100% visibility in its antipodal hemisphere and 0% elsewhere) Drafting of MOU in progress See poster V. Van Elewyck, 1196, OG2.5

92 Indirect Search for Dark Matter dark matter annihilations in the sun χ Sun WIMPs gravitational trapped via elastic collisions in the sun χ χ χ χ χ Earth ν Antares <Eν> ~ Mχ/3 χ χ WW, ff W, f ν X

93 Dark matter search: Neutrino limits Pr el im in a ry 5-line data, 68.4 days No excess observed (90% C.L. limits) à la Feldman-Cousins msugra model predictions Фνμ+νμ from the Sun green : WMAP favoured relic density red : > WMAP favoured relic density blue : < WMAP favoured relic density See talk: G. Lim, 10-11/07 - OG 2.5

94 Dark matter search: muon LIMITS Preliminary 12 lines, 5 years, ν flux Most of focus point region excluded for m<180gev msugra flux predictions: : : : > WMAP favoured relic density within WMAP favoured relic density < WMAP favoured relic density

95 Search for Monopoles & Nuclearites Pr el im in ar y Search for monopoles Search for nuclearites Extremely high energy deposition Direct Cherenkov light for β > 0.74 δ-rays for β > 0.51 Very characteristic signature:an extended source of photons heated wire 84 days of 5-line data (strangelets, quark nuggets, Q-balls). See talk: G. Pavalas, 9/7/09, HE695

96 Acoustic Detection of Neutrinos neutrino Hydrophone Array Cascade Acoustic Pressure Waves See talk F. Simone, 13/07-15:30 -OG 2.5

97 feb-may

98 Dark Matter: Search for Neutralino Annihilation in the Sun msugra flux predictions: : > WMAP favoured relic density : within WMAP favoured relic density : < WMAP favoured relic density Antares limits: Not yet competitive with other experiments, but promising limit based on data taken within 1/2 year with only 5/12 of the detector operational Gordon Lim

99 KM3NET Design Study and Preparatory Phase Consortium ANTARES/NEMO/NESTOR Partially funded by FP6 & FP7 ASPERA/ApPEC roadmaps ESFRI list of opportunities Maximise physics potential Instrumented volume >1km3 Angular resolution ~0.1 degrees (E>10 TeV) Substantial improvement over ICECUBE Build in a reasonable time 4 years Multi-line deployment techniques Speed-up integration time Sub contract part of the production At a reduced cost Factor 2 reduction cf ANTARES Simplified architecture Reduced maintenance See talk J-P. Ernenwein, 14/7/09, OG 2.7

100 Summary ANTARES infrastructure completed since May 29th 2008 Detector operation and its calibration understood Largest neutrino telescope in the northern hemisphere Observe galactic sources with unprecedented resolution Exciting physics program ahead Over a thousand neutrinos already reconstructed Muons, neutrinos, dark matter, monopoles, Best limits for point sources in the southern sky Multi-messenger approach strongly pursued Real-time readout and in-situ power capabilities facilitates a large program of synergetic multi-disciplinary activities: acoustics, biology, oceanography, seismology Major step towards the KM3NeT multi-disciplinary deep-sea research infrastructure