(gamma et neutrino) au TeV - LUTH

Séminaire du LUTh, Meudon 

État des lieux et perspectives sur les messagers 

neutres (gamma et neutrino) au TeV 

Yvonne Becherini 

APC, Paris 

13 . 11 . 08 Yvonne Becherini, APC Paris 1

Mkn 421 

Ciel au TeV 1995 

Mkn 501 

3 sources 

Pulsar wind nebulae SNRs 

AGNs UIDs 

Whipple 

Crab 


1ES1959 

CasA 

12 sources, 6 firm detections 

Mkn 421 

1ES2344 


H1428 

Mkn 501 

GC 

TeV 2032 

M87 

PKS2155 

RXJ 1713 

Pulsar wind nebulae SNRs 

AGNs UIDs 

Whipple 

CAT 

Hegra 

Cangaroo 

Crab 


H.E.S.S. 

MAGIC 

Veritas 


> 70 Sources 


Galactiques: 

Un grande nombre de sources de différents types 

● Young Shell type Supernova Remnants 

● Older and/or Interacting SNRs 

● Composite SNRs 

● Pulsar Wind Nebulae (PWN) 

● Binary Systems (LS 5039, LSI +61 303) 

● Variable PWN in binary 

● Open Stellar Clusters 

● Galactic Center 

● Galactic diffuse emission 

● Unidentified sources ... 

Extra-galactiques : 

● Blazars 

● Radiogalaxies (FRI: M87+?) 

● Flat Spectrum Radio Quasars (3C 273, recent) 

● Extragalactic Background Light (EBL) 

● Multiwave-length campains 

● Starburst Galaxies (UL) 

● GRBs (UL) 

● ... 

● Un grande nombre de sujets 

scientifiques ! 


2 

Mécanismes hadroniques ou purement leptoniques ? 

Diffusion Compton Inverse 


Accélérateur 

cosmique 

gammas 

photons: Absorbés par la poussière & fond diffus cosmologique 

neutrinos: Détection difficile 

Propagation des messagers 

protons E>10 19 eV ( 10 Mpc ) 

protons E

VERITAS 

Télescopes gamma et neutrinos 

HESS 

MAGIC 

CANGAROO-III 


VERITAS 

VERITAS 

HESS-II 

Télescopes gamma et neutrinos 

MAGIC 

MAGIC II 

CANGAROO-III 


~ 10 km 

Détection de gammas par les techniques Cerenkov atmosphériques 

Particle 

Shower 

n = 1.0003 

~ 100 m 

Focal Plane 

Intensity→ -ray energy 

Image Form / Stereo → Background rejection 

Image orientation → Angular origin 


Situé en Namibie, 

23°S, 15°E 

Altitude : 1800 m 

The High Energy Stereoscopic System H.E.S.S. 

120 m 

Threshold ~ 100 GeV 

Surface d'un miroir : 

104 m 2 (d = 12 m) 

Longueur focale : 

15 m 

Caméra à haute 

résolution 960 pixels 

PMT 

Pixels de 0.16° 

Grand champ de vue 5° 


ν μ 

μ 

N X 

Détection de par les techniques Cerenkov dans l'eau/glace 

cosθ = 1/nβ = 1/n 

Indice de réfraction n ~ 1,35 

= 43 deg 

ν μ 

μ 

interaction 

2500 m 

profondeur 

13 . 11 . 08 Yvonne Becherini, APC Paris 12 

43° 

La lumière Tcherenkov engendrée au passage d’un 

est détectée par un réseau 3D de PMT 

Les traces sont reconstruites par les temps et 

les positions des signaux.

Utilité de la couverture du ciel : example des neutrinos 

Mkn 421 

SS433 

SS433 

Mkn 501 

Mkn 501 

RX J1713.7-39 

Galactic 

Centre 

GX339-4 

CRAB 

CRAB 

VELA 

1.5 π sr common view per day 

[λ ∼ 460 nm] 


(bleu) 

Longueur d’ 

absorption (m) 

Longueur de 

diffusion 

effective (m) 

Résolution 

Angulaire(° 

) 

(< 0.1km 2, 

E>10 TeV) 

Pôle Sud ≤ 100 ≤ 25 3° 

Lac Baikal ≥ 15 > 300 1.5° 

Méditerranée 55 > 300 0.2°

Profondeur : 1070 m 

100 Kton 

Le télescope à neutrinos Baikal NT200 (1998-2003) : résultats 

3600 m 

4 cables to shore 

NT 200 

Pas d'excès trouvé 

– 372 μ dans 1038 

jours 

– 385 attendus 

(E > 15-20 GeV) 

8.1⋅10 -7 GeV ⋅cm-2 ⋅s-1 ⋅sr-1 

● 90% C.L. 

● 20 TeV < Eν

200 m 

Le télescope à neutrinos Baikal NT200+ depuis 2005 

200 m 

NT200+ 

● Depuis Avril 2005 

– + 3 lignes 

– 12 PMT chacune 

● Volume instrumenté 

100 kton → ~ 4 Mton 

● Toujours en prise de données 

GVD 

● 91 lignes : 13001700 modules 

optiques 

● R&D + TDR : 200608 

(Financé) 

● Prototype : Avril 2008 

● Construction ≥ 2009 


Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss Environmental Research 

Une 13 ieme ligne: mesures environementales 

~ 70 m 

Fond de la mer~ -2500 m 

14.5 m 

350 m 

100 m 

Un étage 

40 km 

jusqu’à 

terre 

Boîte de 

jonction 

Câbles de sortie des données 


Amanda/IceCube 


ν 

p 

ν 

Sources de bruit de fond physiques 

p 

μ 


E > 1 TeV 


5line data (MayDec. 2007) 

121 days, multiline fit, 

1.3 ν candidates/day 

(high purity sample) 

upgoing downgoing 

Neutrinos dans Antares 


E > 1 TeV 

10line data (Dec. 2007 – May 2008) 

109 days, multiline fit, 

2 ν candidates/day (high purity 

sample) 

upgoing downgoing 

sin(zenith90) sin(zenith90) 


Visualisation et interprétation des événements 

Intersection d'un cône avec le plan ZT (hauteur-temps) 

● événement montant: d'abord la branche du bas et puis la branche du haut 

● événement descendant: d'abord la branche du haut et puis la branche du bas 

Trace à 20 m 

de la ligne, 

z = 0, t = 0 

θ = 0 deg 

θ = 15 deg 

θ = 30 deg 

θ = 45 deg 

θ = 60 deg 

θ = 75 deg 

θ = 90 deg 

Trace montante Trace descendante 

θ = 180 deg 

θ = 165 deg 

θ = 150 deg 

θ = 135 deg 

θ = 120 deg 

θ = 105 deg 

θ = 90 deg 


Neutrinos dans Antares 

Antares prêt pour 

commencer 

l'analyse des sources à 

12 lignes. 

« Un-blinding » des 

données des 5 lignes 

accepté 


- Lifetime > 10 years without 

major maintenance, 

- Construction and deployment < 

4 years 

- Sensitivity optimized in the TeV- 

PeV range 

- Angular resolution 0.1° (for 

energies above 100 TeV) 

- Sensitivity to exceed IceCube by 

“substantial factor” for point 

sources 

- Some technical specifications: 

- time resolution better than 2 ns 

- position of OMs to better than 

40 cm accuracy 

Le KM3 dans la Mediterranée 

Le KM3 dans la Mediterranée 

La construction pourrait commencer en 2011 


Sensibilité du KM 3 aux sources ponctuelles de neutrinos 


Expériences gamma et neutrinos 

AMANDA ANTARES 

H.E.S.S. 

+IC9 

+IC22 

HESSII 

+IC3640 

CTA 

Full IceCube 

| 

KM3NeT 


Résultats de Amanda II : analyse finale (2000-2006) 

●Amanda Coll : arXiv:0809.1646v2 [astro-ph] 

Résultats de Amanda : analyse finale 

●Pas d'excès significatif dans 3.8 années de « livetime ». Limites les plus contraignantes 

existantes sur des sources astrophysiques ponctuelles. 


IceCube unbinned analysis 


● Sources galactiques 

● Young Shell-type Supernova Remnants 

(RXJ 1713.7-3946) 

● Older and/or Interacting SNRs (W28) 

● Composite SNRs 

● Pulsar Wind Nebulae (Vela X) 

● Binary Systems (LS 5039, PSR B1259) 

● Open Stellar Clusters 

● Galactic Centre 

● Galactic diffuse emission 

Principaux résultats en gamma par H.E.S.S. 

● MILAGRO sources and “hot spots” 

C. Stegmann 

ICRC 2007 

●Sources extra-galactiques 

●Blazars (8 discoveries by H.E.S.S., several 

confirmations) PKS 2155-304 

● Radiogalaxies (Centaurus A) 

● Extragalactic Background Light (EBL) 

– H.E.S.S. demonstrated that EBL is lower 

than previously thought (Nature, 2006) 

● Limit on Quantum Gravity thanks to 

measurements of rapid flares (submitted 2008) 

● Multiwavelength campaigns (e.g. PKS 2155- 


304) 

● Starburst Galaxies (UL) 

● GRBs (UL)

RX J1713.7-3946: ~ 1.3° 

1 (10) kyr : 1 (6) kpc 

gal latitude b=0.5 

Première carte morphologique en 

Forte corrélation avec les rayons X: ~80% 

Sources galactiques : Young Shell-type SNRs 

RX J0852.0-4622: 2° 

0.7-1.1 kyr : 200-500 pc (1-2 kpc) 

gal latitude b=1.2 

Coquille fine en 

Corrélation avec les rayons X ~65% 

alias Vela Junior 


Contour lines: ASCA X-rays 

Y. Uchiyama et al. 2002 

● Forte corrélation /X (80%) 

● La corrélation /X favorise les modèles 

leptoniques ( → B ~ 10 G) 

RX J1713.7-3946 : hadrons vs. leptons 

● L'index spectrale mesuré par H.E.S.S ~ 

2.0, la coupure dans le spectre est à 

20 TeV 

● L'index spectrale est constant à travers 

le SNR 


π 0

● Modèles leptoniques → B = 10 G 



Electron 

Synchrotron 

● Modèles hadroniques → B = 126 G, e/p = 10 -4 

– Meilleur fit de la forme du spectre 

~B 2 


π 0 

Electron IC 

– Densité moyenne de matière ~ 1 cm -3 → violation de la limite supérieure 

de 0.02 cm -3 par l'absence de rayons X thermiques

● On suppose π 0 γ et on calcule le 

spectre attendu par π +/− ν 

dans un détecteur de taille KM 3 

dans l'hémisphère nord. 

● En 5 ans de « livetime » dans un 

KM 3 1.4 

● 1 KM 3 n'est pas suffisant 

● besoin de plusieurs KM 3 



Fermi : résultats en 5 ans 

d'intégration 


Vela X : hadrons vs. leptons 

mean atm. flux 

(Volkova, 1980, 

Sov.J.Nucl.Phys., 

31(6), 784) 

- leptonic models favoured in other PWN (e.g. HESS J1825-137) due to observation 

of change in spectral index with distance from pulsar → cooling/aging of electrons) 

- 1 sigma errors include systematic errors (20% norm., 10% index & cut-off) 

- 5 years livetime in a KM 3 detector → 2.6 sigma ! 

Vela X 

(PWN) 

expected 

neutrino flux – 

in reach for KM3NeT 

measured 

γray flux 

(H.E.S.S.) 


W28 @ 2-3 kpc 

35 – 150 kyr age 

TeV emission coincident with 

molecular clouds is revealed by HESS 

Index varies 2.3-2.7 

OH masers trace shocks 

Expected B-field high 

First evidence for p-p 

in SNR/ cloud interaction 

If @ 2kpc, 

Implies 10-30 times 

CR enhancement wrt Solar System 

These CRs may be supplied by W28 

Older Shell-type SNRs: W28 

NANTEN CO 

10-20 km/s 

20/90 cm VLA 

MSX 8 micron 


7 years of integration 

Median energy ~ 20 TeV 

due to gamma/hadron 

separation cuts 

3 new sources significant 

post-trials 

- J1908+06 

- J2019+37 

- J2031+41 

- Crab 

4 'hotspots' 

● Bright +Hard+extended 

sources : Pevatrons? 

MILAGRO « hot spots » 


MGRO J 1908+06: 

Bright extended source: 10.8 post-trials 

In coincidence with a GeV Egret source 

HESS detects a strong source with a 

compatible position 

17% Crab flux > 1 TeV 

First confirmation of a Milagro Source 

Source position and spectrum much better 

constrained by H.E.S.S. 

Still no identification 

May be a composite source : 

Green : 0.7 TeV < E < 2.5 TeV 

Blue : E > 2.5 TeV 

MGRO J1908+06 


MGRO J1908+06 : spectres neutrino et gamma 

MILAGRO hot spots 

● Flux E -2 avec la normalisation de MILAGRO 

● Coupure dans le spectre à 180 TeV 


Sensibilité pour MGRO J1908+06 

● Taille de la source, résolution angulaire et en énergie prises en compte 

● Les mesures de MILAGRO favorisent la sensibilité (courbe pointillé) 

● Pour IceCube la détection des sources individuelles sera difficile 


Analyse « stacking » des sources de MILAGRO 


The Extragalactic Catalogue 

Object Redshift Type 1 

M 87 0.004 FR I HEGRA 

0.030 HBL 

0.034 HBL 

1ES 2344+514 0.044 HBL 

0.046 HBL MAGIC 

1ES 1959+650 0.047 HBL 

0.069 LBL MAGIC 

PKS 0548-322 0.069 HBL H.E.S.S. 

PKS 2005-489 0.071 HBL H.E.S.S. 

RGB J0152+017 0.080 HBL H.E.S.S. 

0.102 IBL VERITAS 

PKS 2155-304 0.116 HBL 

H 1426+428 0.129 HBL 

1ES 0809+524 0.138 HBL VERITAS 

1ES 0229+200 0.139 HBL H.E.S.S. 

H 2356-309 0.165 HBL H.E.S.S. 

1ES 1218+304 0.182 HBL MAGIC 

1ES 1101-232 0.186 HBL H.E.S.S. 

1ES 0347-121 0.188 HBL H.E.S.S. 

1ES 1011+496 0.212 HBL MAGIC 

PG 1553+113 >0.25 HBL H.E.S.S. 

3C 66A 0.444? IBL VERITAS 

3C 279 0.536 FSRQ MAGIC ? 

st Detection 

Mkn 421 Whipple* 

Mkn 501 Whipple* 

Whipple 

Mkn 180 

7-Tel. Array* 

BL Lac 

W Comae 

Mark VI 

Whipple* 

γ VHEγ EBL → e + e - 

H 2356 (x 

0.1) 

Γ=3.1±0.2 

Source 

spectrum 

Γ=1.5 


x 

x 

x 

EBL 

EBL 

1ES 1101 

Γ=2.9±0.2

PKS 2155-304 : mesures en gamma et prédictions neutrinos 

Campagne multi-longueur d'onde en 2003 

Modèles hadroniques et leptoniques 

Crab Flux 

HESS 

PKS 2155-304 

28 th July 2006 

S/Bg (> 1TeV) = 27/61 

S/Bg (> 5TeV) = 21/10 (5) 

R.J.White, ICRC 2007 

● Flare exceptionnel de Juillet 2006 

● Variabilité sur l'échelle de 2 minutes 

● Difficultés pour les modèles hadroniques 


Centaurus A, Distance =3.4 Mpc 

Radio + optical 

Infrared 

Xray 


Centaurus A : prédictions des flux en gamma et en neutrinos 

● Auger trouve une corrélation avec le plan super-galactique dont 2 événements en 

direction de Centaurus A, pas de détection publiée en gamma 

● Tomàs, Kachelriess, Ostapchenko 08 : 

– Normalisation du flux UHE au flux observé par Auger 

– Calcul des flux de neutrinos et gamma attendus 

– En : quelques événements par an par KM 3 

– En : flux détectable par H.E.S.S. et Fermi-GST 

● H.E.S.S. y travaille ... 


γ 

π0 π ± 

1:2:0 à 

la source 

p 

p, 

μ ν μ 

e ν e ν μ 

ν e ν μ ν τ 

1:1:1 à Terre 

Flux diffus de neutrinos 

Faisceau cosmique e à cause 

des oscillations 

Canaux intéressants en plus de CC: 

● e courant chargé, courant neutre 

● resonance de Glashow (6.3 PeV) 

anti−ν e + e W - anything 

Pour E > 1 PeV 

● e absorbés par la Terre (-> év. 

horizontaux) 

● regenerés dans la Terre par 

– + X (BR=65%) 

Analyse de toutes les saveurs 

Double bang 


WB 

Flux diffus de neutrinos 

MACRO 

Auger 

100 - 500 events 

per km 2 year 

MPR 

bound 


2048 pixel camera, 

0.07° pixel size 

3.5° FoV 

Fine-pixel imaging 

Sensitivity 

HESS II 

mono 

HESS II stereo 

low light 

low rate 

Energy 

Near future: HESS phase II 

HESS I 

Parabolic Mirror 

596 m 2 

f = 36 m 

Large Cherenkov-photon collection area 


CTA : Cerenkov Telescope Array 

● Aims to explore the sky in the few 10 GeV to 100 

TeV energy range, with “core” regime from 

~100 GeV to ~ 10 TeV with milliCrab 

sensitivity 

● Through larger array area, improved shower 

imaging, More Cherenkov photons per 

shower, more “golden” multi-telescope 

events 

● “Survey mode” using sub-arrays 

can follow several sources simultaneously 

● Higher sensitivity at TeV energies (x 10) 

using large sub-arrays or full array, 

finer variability measurements for known 

sources 

● Lower threshold (few 10s GeV) 

with the large telescopes, for distant AGN 

detection, source mechanisms 

● Higher detection rates 

● Much finer transient phenomena measurements 

● Systematic studies how performance changes 

with single parameters 

– dish size, field of view, pixel size, 

spacing, height 


Cleaning 5/10, 

no cuts 

Blue Hillas, 

Red Model3D 

CTA : gain in angular resolution 


Gain en nombre et en identification des sources avec CTA 

HESS 

CTA 


CTA : gain en sensibilité 

“small” = 14m 

“large” = 28m 


CTA : gain en sensibilité 

“small” = 14m 

“large” = 28m 


● L'astronomie plus mure par rapport 

à l'astronomie 

● Énorme progrès dans les années 

2003-2008 grâce à H.E.S.S. 

● 2010 

– HESS-II ouvre une autre 

fenêtre d'observation 

dans le domaine des 

dizaines de GeV 

– Nouvelles découvertes 

attendues (pulsars, AGN) 

● 2011 – 2012 : CTA 

– un réseau qui permettra de 

voir les détails des 

sources 

– Nouvelles découvertes 

attendues (sources 

faibles) 

Conclusions 

● Les spectres gammas sont essentiels 

pour pouvoir calculer les taux de 

attendus (fort lien ) 

● En cas contraire --> les calculs sont 

spéculatifs 

● Premiers résultats (ou limites) dans 

les années à venir (IceCube) 

● Antares : volume petit mais la 

faisabilité de la technique 

démontrée 

● 1 KM 3 

– Pour la recherche des 

sources ponctuelles n'est 

pas suffisant (au seuil de 

la détection) 

– Flux diffus de neutrinos 

(limite de WB → 100-300 

ev/an) 


Amanda II final analysis : upper limit 


Taux de neutrinos attendus pour les SNRs 


Taux de neutrinos attendus pour les PWNs

(gamma et neutrino) au TeV - LUTH

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