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Neutrino astronomy in the Mediterranean!

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January 29th, 2007
Neutrino astronomy in the Mediterranean!

 

On January 29, at dawn, the last of the 3 recently immersed lines was connected, and the 5 lines that make the Antares detector were powered.

At the end of the day, the first 5-line muons were seen.

The size of the detector is now such that upward going tracks, from neutrino interactions in the Earth crust, will be soon distinguished from the more numerous downward going muon tracks produced in the atmosphere above the detector. 

29 janvier 2007
Début de l’astronomie neutrino
en Méditerranée

Le 29 janvier 2007 à l’aube, la dernière des 3 lignes récemment immergées était connectée, et les 5 lignes qui équipent désormais le détecteur Antares étaient mises sous tension.

En fin de journée, les premiers muons touchant simultanément 5 lignes étaient détectés.

La taille du détecteur est maintenant suffisante pour pouvoir commencer à distinguer les traces montantes, issues de l’interaction de neutrinos dans la croûte terrestre, des très nombreux muons descendants produits dans l’atmosphère au-dessus du détecteur.
Since the operation of the first two lines, the construction of the detector took place as originally planned, thanks to the effort of the whole collaboration. The integration of the lines went on in Dapnia (CEA Saclay) and CPPM (CNRS/In2p3, Marseille) from the elements built on site or coming from other laboratories, in particular from Italy (Bari, Catania and Pisa) where the electronics modules are assembled end tested.

Line 3 was deployed on November 29th 2006, line 4 and 5 on January 8th and 16th, 2007, respectively.

On January 29th, the Antares collaboration brought into service a detector with 5 full lines.

 Depuis la mise en opération des deux premières lignes, la construction du détecteur s’est poursuivie au rythme escompté, grâce aux efforts de l’ensemble de la collaboration L’intégration des lignes s’est poursuivie au Dapnia (CEA Saclay) et au CPPM (CNRS/In2p3, Marseille), à partir des éléments construits sur place ou provenants d’autres laboratoires, en particulier d’Italie (Bari, Catane et Pise) où les modules électroniques sont assemblés et testés.

La ligne 3 a été déployée le 29 novembre 2006, les lignes 4 et 5 respectivement le 8 et le 16 janvier 2007.

Le 29 janvier la collaboration Antares mettait donc en service un détecteur de 5 lignes complètes.
An example of a real event firing the 5 lines of the detector. The size of the coloured sphere is proportionnal to the amount of light received by the optical module (in fact to the electric charge obtained from the photomultiplier). The colour of the sphere depends on the arrival time. Before and after the muon crosses the detector, giving a signal symbolised by the green spheres, the detector receives the light from the optical background.See corresponding animation (2.6 Mb). Event 81559, Run 25685 Un exemple d’événement réel touchant les 5 lignes du détecteur. La taille des sphère et proportionnelle à la quantité de lumière reçue par le module optique (en fait à la charge électrique reçue du photomultiplicateur). Les couleurs des sphères dépendent du temps. Avant et après l’arrivée du muon, qui donne les signaux symbolisés par des sphères vertes, le détecteur reçoit la lumière du bruit de fond optique.Voir l’animation correspondant à cet événement (2,6 Mo).
The detector is bombarded by downward goind muons produced in the interaction of cosmic rays in the atmosphere. These muons are detected from their distinctive Tcherenkov light if they succeed in crossing the 2000 metres of water above the detector.

These muons arrive one by one or in bunches in which they can be separated by a few metres. In Antares, they are reconstructed as unique tracks.

The number of downward going muons is considerably larger than the upward going muons issued from the neutrino interactions in the Earth crust. In Antares it is expected to detect one upward going muon for 10000 downward going muons. A small fraction of downward going muons that would be reconstructed in the upward direction would interfere with the observation of neutrinos.

Ce détecteur est bombardé de muons descendants issus de l’interaction du rayonnement cosmique dans l’atmosphère. Ces muons, s’ils réussissent à traverser les 2000 mètres d’eau qui séparent la surface de la mer du haut du détecteur, sont détectés par leur lumière Tcherenkov caractéristique.

Ces muons peuvent arriver un à un ou en groupe, en formation serrée (espacés de quelques mètres). Dans Antares, ils seront reconstruits comme une trace unique.

Le nombre de ces muons descendant et considérablement plus important que les muons montants issus de l’interaction de neutrinos dans la croute terrestre. Dans Antares, on s’attend à détecter un muon montant pour 10000 muons descendants. Une petite fraction de muons descendants reconstruits à tort comme montants peut donc gêner l’observation des neutrinos.
Interaction of cosmic rays in the atmosphere, essentially protons, gives raise to high energy particle showers. In these showers, muons (orange lines) and neutrinos (dashed tracks) are produced. Atmopsheric muons cannot cross the Earth and are considerably attenuated by the 2000 metres of water above the detector. However their initial flux is large.Downward going atmospheric neutrino gives a negligible number of interactions in the detector compared to the downward going muon flux. Atmospheric neutrinos produced at the antipodes behaves as the cosmic neutrino signal. They interact in the Earth crust and therefore, they are an important physical background. Neutrino and muon production
scheme 
 Schéma de production des muons et des neutrinos atmosphériques		 L’interaction du rayonnement cosmique dans l’atmosphère, essentiellement des protons, produits des gerbes de particules énergiques. Dans ces gerbes se trouvent des muons (traces oranges) et des neutrinos (traces en pointillées). Les muons atmosphériques ne traversent pas la terre et sont très atténuées par les 2000 mètres d’eau surplombant le détecteur, mais ils sont très nombreux.Les neutrinos atmosphériques ont très peu de chance d’interagir au-dessus du détecteur comparativement aux nombres de muons descendants qui l’atteignent. Les neutrinos atmosphériques produits aux antipodes se comportent de la même  façon que le signal recherché de neutrinos cosmiques. Ils interagissent dans la croûte terrestre et constitue donc un phénomène parasite important pour l’expérience.
Only a tri-dimensional detector equipped with a large number of photomultipliers can isolate the upwardgoing signal and measure with precison the arrival direction of the particle.

Once this signal is isolated, the search for a far-away cosmic neutrino source can begin.

On January 29, the start of a detector with 375 eyes, spread ofther 5 lines, marked the beginning of neutrino astonomy in Antares.

Seul un détecteur tridimensionnel disposant d’un nombre suffisant de photodétecteurs permet d’isoler le signal montant et de mesurer avec précision la direction d’arrivée de la particule.

Une fois ce signal montant isolé, il faut y rechercher les traces d’une source lointaine de neutrinos cosmiques.

Le 29 janvier, en mettant en marche un détecteur de 375 yeux, répartis sur 5 lignes, l’astronomie neutrino a débutée dans Antares.

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