Sterren kijken op de bodem van de zee Aart Heijboer
Onderzoek naar de bouwstenen van de natuur
Onderzoek naar het heelal met behulp van die deeltjes
Deeltjes uit de ruimte
The Physical Review, 1937
Deeltjes uit Kosmische straling leren ons over hoe de natuur in elkaar zit.
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
Positron
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? )
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)
Deeltjes uit de ruimte
protonen zelfde deeltjes die versneld worden in LHC
ELHC = 7000 GeV 10 bilion GeV
Ergens in het heelal zijn deeltjesversnellers die 1000000 keer krachtiger zijn dan de LHC we weten niet wat voor dingen het zijn.
protonen worden afgebogen door magnetische velden in het heelal
M87: galaxy with supermassive black hole at the center, emitting a relativistic jet of particles.
protonen worden afgebogen door magnetische velden in het heelal ns1006a: remnant of a supernova
protonen worden afgebogen door magnetische velden in het heelal
ns1006a: remnant of a supernova
ph ot o
n
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
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
Een deeltje dat niet afgebogen wordt door magneten (geen electrische lading) niet geabsorbeerd wordt door materie (niet meedoen aan de sterke kernkracht)
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
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..
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
Detectie principe
on u m ino r t neu
Uppsala 2000
Ivo van Vulpen
21
Het Cherenkov Effect go lff
ro n
t
1 2
3 4 5
~100 m
on u m ino r t neu
Uppsala 2000
Ivo van Vulpen
22
Het Cherenkov Effect go lff
ro n
t
1 2
3 4 5
~100 m
on u m ino r t neu
Uppsala 2000
Ivo van Vulpen
23
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)
Buoy
350 m
100 m
~60-75 m Uppsala 2000
Ivo van Vulpen
total volume ~ 200 x 200 x 300 meter3
Junction box
25
super-gevoelige licht-detector
shore station
Bucarest
7 countries 29 institutes ~150 wetenschappers
40 km to detector
sinds Mei 2008: Alle strings aangesloten wat zien we? http://www.nikhef.nl/~t61/evt.html
Neutrino's! atmospherisch :(
Zoeken naar kosmische bronnen.
Zoeken naar kosmische bronnen.
Neutrino's van dezelfde plek... aan de hemel. Een bron of toeval??
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.
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
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
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?
Sterren Kijken op de Bodem van de Zee. Aart Heijboer, Nikhef.
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
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
Onderzoek naar fundamentele deeltjes: de kleinste bouwstenen van de Materie
deeltjes uit de ruimte!
1936 ontdekking van het muon. nu weten we: het zijn grotendeels protonen
protonen uit de ruimte!
ELHC = 7000 GeV sommige kosmische deeltjes: 10 miljard GeV
Deeltjesversnellers in het heelal die miljoen keer sterker zijn dan LHC!
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
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.
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)
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
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
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
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
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
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
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
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
V. Bertin - CPPM - ARENA'08 @ Roma
The ANTARES Site & Infrastructure
Submarine cable
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 J1713.7-39 SS433
GX339-4 Galactic Centre
CRAB VELA
The ANTARES Detector 2500m
• • • •
900 PMTs 12 lines 25 storeys / line 3 PMTs / storey
40 km to shore
V. Bertin - CPPM - ARENA'08 @ Roma
450 m
Junction Box 70 m
Interlink cables
autile
Building the Detector: Line Connections • 2006 • 2007 • 2008
Line 1, Line 2 Lines 3 - 5, Lines 6 Victor -10 Robot submarine Lines 11, 12
71
Detector status after completion
• Detector completed 30 may 2008 • 88% of modules operational • Regular maintenance of in-situ infrastructure foreseen
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 2.7 1184
Hydrophone: acoustic positioning
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
In-Situ Calibration with Potassium-40
Gaussian peak on coincidence plot
γ Cherenkov
e- (β decay) 40
40
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
Number of Triggers 5 lines (2007) 19.106 μ
10 or more lines (2008) 65.106 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
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
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.
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 )
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
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 660000 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
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
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
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
2008 data: Neutrinos
Pr el im
in ar y
174 active days 582 upgoing events (multi-line fit)
Scrambled 2007+2008 Skymap
750 upgoing neutrinos (multi-line) Unblinding once reprocessed with final alignment
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
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)
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
≈ 0.005 yr −1
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 1.86° 10s pointing Magnitude V<17 (10s) V<19 (100s)
Operational since May 2009
TAROT La Silla
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
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
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
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
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
Acoustic Detection of Neutrinos
neutrino
Hydrophone Array Cascade Acoustic Pressure Waves
See talk F. Simone, 13/07-15:30 -OG 2.5
feb-may 2008
97
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
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
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
