NIL

La collaboration ANTARES se propose de construire un télescope sous-marin à neutrinos, par 2400 m de fond, à 40 km de Toulon. Ce détecteur sera constitué de 12 lignes comportant chacune 90 photo-multiplicateurs. Les neutrinos sont détectés via leur interaction par courant chargé dans le milieu en-tourant le détecteur (l'eau ou la roche) conduisant à la production d'un muon dans l'état final. Celui-ci émet de la lumière Tcherenkov lors de sa propagation dans l'eau. Cette lumière est repérée par un ré-seau tridimensionnel de photomultiplicateurs. Le flux diffus de neutrinos est constitué par l'addition de l'émission en neutrinos des différentes sour-ces. Seules les sources d'origine astrophysique ont été retenues. Les différents modèles théoriques pré-disant un tel flux ont été inventoriés et leurs prédictions ont été intégrées aux possibilités de simula-tion. La reconstruction en énergie des muons étant un paramètre crucial pour cette analyse, un nouvel estimateur d'énergie a été développé. Il permet d'aboutir à une résolution en énergie de l'ordre d'un facteur 3. Des variables discriminantes ont également été construites afin de rejeter le bruit de fond constitué par les muons atmosphériques. L'ensemble de ces travaux permet d'aboutir à une sensibilité de l'ordre de 8.10-8 GeV·cm-2·s-1·sr-1 au bout d'un an pour un flux en E-2 et un détecteur comportant 10 lignes.

L'existence des neutrinos a été postulée dans les années trente par Pauli. Ces particules de spin 1/2 et de masse nulle ont permis de résoudre les problèmes de la désintégration beta. Leur étude expérimentale a commencé dans les années cinquante et se poursuit encore de nos jours. Cette longévité en physique des particules expérimentale est liée à leur détection difficile et aux énigmes qu'ils présentent. En particulier il est systématiquement détecté moins de neutrinos que ce qui est prédit pour les neutrinos solaires et pour les neutrinos atmosphériques, ce qu'on peut expliquer par un phénomène d'oscillation de neutrinos massifs. <br> Le projet OPERA se propose de prouver directement cette oscillation. Pour cela un faisceau de nu_mu sera produit au CERN et dirigé vers le Gran Sasso en Italie à 732 km de distance. Le détecteur a été optimisé pour mettre en évidence l'apparition du neutrino tau, produit de l'oscillation nu_mu --> nu_tau. Ce détecteur de 30 mètres de long et de 2 000 tonnes de cible sera composé de plus de 200 000 briques de plomb et d'émulsions photographiques. Les leptons taus seront mis en évidence après scanning des émulsions. Pour cela les briques devront être localisées dans le détecteur, et cette localisation sera réalisée par un trajectographe placé derrière chaque mur de briques. <br> Cette thèse avait pour but de déterminer le meilleur trajectographe pour OPERA. Trois options ont été étudiées et un trajectographe constitué de barreaux de scintillateur plastique a été choisi. Il permet d'avoir une efficacité de localisation du mur du vertex d'environ 80% et une efficacité de localisation de la brique à l'intérieur du mur d'environ 80%. Dans ce contexte d'utilisation de scintillateurs, nous avons testé des photo détecteurs de type HPD avec une électronique auto déclenchable. Ces HPD ont montré une très bonne résolution, une diaphonie inférieure à 2% et une uniformité supérieure à 98%. Une acquisition basée sur Ethernet a été proposée et acceptée par la collaboration. Chaque photo détecteur constituera directement un noeud du réseau. Un modèle complet de trajectographe constitué de barreaux de scintillateur lus par une HPD et une électronique auto déclenchable avec une acquisition par Ethernet a été validé pendant des tests sur faisceau.

Il y a 75 ans, Ettore Majorana montrait que le neutrino, seule particule élémentaire de matière de charge électrique nulle, pouvait théoriquement être identique a son antiparticule. Si tel est le cas, alors un phénomène naturel nouveau devrait apparaître pour quelques rares isotopes : leur double désintégration beta sans émission de neutrino (0). La signature expérimentale de ce processus est simple : l'observation de deux électrons émis par le noyau dont la somme de leur énergie correspond a l'énergie de transition. Mais ce processus, s'il existe, est infiniment rare. La principale difficulté dans cette recherche est donc instrumentale : réussir à développer un détecteur ultra basse radioactivité, sans aucun bruit de fond. J'ai choisi comme première partie de mon HDR, d'écrire une revue expérimentale relativement détaillée des différents projets, mon souhait étant de montrer pour chaque expérience, ses avantages et limitations en mettant l'accent sur les techniques utilisées pour supprimer les bruits de fond. Ayant été très impliqué dans l'expérience NEMO-3, et travaillant maintenant dans le nouveau projet SuperNEMO, j'ai davantage détaillé ces deux expériences. J'ai également détaillé les projets de bolomètres scintillants. C'est en effet une technique que j'avais particulièrement étudiée ces dernières années car elle me semble être très prometteuse. Le dernier chapitre de cette première partie est un résumé permettant au lecteur qui le souhaite une revue plus rapide des différents projets actuels. Depuis 5 ans, je développe un détecteur basse radioactivité, appelé BiPo, dont l'objectif est de mesurer la radiopureté en 238U et 232Th des futures feuilles sources émettrices double beta qui seront installées dans le détecteur SuperNEMO. J'ai donc choisi comme deuxième partie de mon HDR, de présenter ce détecteur et de résumer les différents résultats obtenus.

<p>A relic density of <i>Weakly Interacting Massive Particles</i> (WIMPs) remaining from the Big Bang constitutes a promising solution to the <i>Dark Matter</i> problem. It is possible for such WIMPs to be trapped by and accumulate in gravitational potentials of massive dense objects such as the Sun. A perfect WIMP candidate appears in certain <i>supersymmetric</i> extensions to the <i>Standard Model</i> of particle physics, where the lightest supersymmetric particle is a <i>neutralino</i> which can be stable, massive and weakly interacting. The neutralinos may annihilate pair-wise and in these interactions neutrinos with energies ranging up to the neutralino mass can be indirectly produced. Hence, a possible population of dark matter neutralinos trapped in the Sun can give rise to an observable neutrino flux.</p><p>The Antarctic Muon And Neutrino Detector Array, AMANDA, is a neutrino telescope that detects Cherenkov light emitted by charged particles created in neutrino interactions in the South Pole glacial ice sheet using an array of light detectors frozen into the deep ice. In this work data taken with the AMANDA-II detector during 2003 are analyzed to measure or put upper bounds on the flux of such neutrinos from the Sun. In the analysis detailed signal and background simulations are compared to measurements. Background rejection filters optimized for various neutralino models have been constructed. No excess above the background expected from neutrinos and muons created in cosmic ray interactions in the atmosphere was found. Instead 90% confidence upper limits have been set on the neutralino annihilation rate in the Sun and the muon flux induced by neutralino signal neutrinos. </p>

<p>The <em>IceCube telescope</em> is built within the ice at the geographical South Pole in the middle of the Antarctica continent. The purpose of the telescope is to detect muon neutrinos, the muon neutrino being an elementary particle with minuscule mass coming from space.</p><p>The detector consists of some 5000 DOMs registering photon hits (light). A muon neutrino traveling through the detector might give rise to a track of photons making up a straight line, and by analyzing the hit output of the DOMs, looking for tracks, neutrinos and their direction can be detected.</p><p>When processing the output, triggers are used. Triggers are calculation- efficient algorithms used to tell if the hits seem to make up a track - if that is the case, all hits are processed more carefully to find the direction and other properties of the track.</p><p>The Track Engine is an additional trigger, specialized to trigger on low- energy events (few track hits), which are particularly difficult to detect. Low-energy events are of special interest in the search for Dark Matter.</p><p>An algorithm for triggering on low-energy events has been suggested. Its main idea is to divide time in overlapping time windows, find all possible pairs of hits in each time window, calculate the spherical coordinates θ and ϕ of the position vectors of the hits of the pairs, histogram the angles, and look for peaks in the resulting 2d-histogram. Such peaks would indicate a straight line of hits, and, hence, a track.</p><p>It is not believed that a software implementation of the algorithm would be fast enough. The Master's Thesis project has had the aim of developing an FPGA implementation of the algorithm.</p><p>Such an FPGA implementation has been developed. Extensive tests on the design has yielded positive results showing that it is fully functional. The design can be synthesized to about 180 MHz, making it possible to handle an incoming hit rate of about 6 MHz, giving a margin of more than twice to the expected average hit rate of 2.6 MHz.</p>

A search for weakly interacting massive particles (WIMPs) annihilating in the Sun was performed with the IceCube and AMANDA neutrino telescopes, using data from 2008 corresponding to 149 days of livetime. Assuming that particles in the dark matter halo scatter and accumulate in the centre of the Sun, Majorana WIMPs may pair-wise annihilate and give rise to a neutrino signal detectable in an experiment at Earth. No excess of muon-neutrinos from the Sun was observed, and limits on the νμ-flux were set for masses between 50 GeV and 5 TeV considering WIMPs annihilating into b‾b and W+W-. Separate limits were also calculated for the case of the lightest Kaluza-Klein particle. The flux limits were converted to limits on the spin-dependent and spin-independent WIMP-proton cross sections, σSD and σSI. The search was combined using a joint likelihood method with AMANDA and IceCube data from 2001-2007, yielding the 90% CL upper limits Φμ &lt; 103 km-2y-1 for a WIMP mass of 1000 GeV and σSD &lt; 1.28×10-4 pb for 250 GeV, both for the W+W- spectrum. / IceCube

Recent measurements show that dark matter makes up at least one fifth of the total energy density of the Universe. The nature of the dark matter is one of the biggest mysteries in current particle physics and cosmology. Big Bang nucleosynthesis limits the amount of baryonic matter that can exist, and shows that the dark matter has to be non-baryonic. Particle physics provides some candidates for non-baryonic matter that could solve the dark-matter problem, weakly interacting massive particles (WIMPs) being the most popular. If these particles were created in the early Universe a substatial relic abundance would exist today. WIMPs in our galactic halo could be gravitationally bound in the Solar System and accumulate inside heavy bodies like the Earth. Supersymmetric extensions to the Standard Model give a viable WIMP dark matter candidate in the form of the lightest neutralino. This thesis describes an indirect search for WIMPs by the neutrino signature from neutralino annihilation at the core of the Earth using the AMANDA detector. As opposed to previous dark matter searches with AMANDA, this work focuses on the hypothesis of a relatively light WIMP particle with mass of 50-250GeV/c2 The AMANDA neutrino telescope is an array of photomultiplier tubes installed in the clear glacier ice at the South Pole which is used as Cherenkov medium. Data taken with AMANDA during the period 2001-2003 is analyzed. The energy threshold of the detector is lowered by the use of a local correlation trigger, and the analysis is taylored to select vertically upgoing low energy events. No excess above the expected atmospheric neutrino background is found. New limits on the flux of muons from WIMP annihilations in the center of the Earth are calculated.

A relic density of Weakly Interacting Massive Particles (WIMPs) remaining from the Big Bang constitutes a promising solution to the Dark Matter problem. It is possible for such WIMPs to be trapped by and accumulate in gravitational potentials of massive dense objects such as the Sun. A perfect WIMP candidate appears in certain supersymmetric extensions to the Standard Model of particle physics, where the lightest supersymmetric particle is a neutralino which can be stable, massive and weakly interacting. The neutralinos may annihilate pair-wise and in these interactions neutrinos with energies ranging up to the neutralino mass can be indirectly produced. Hence, a possible population of dark matter neutralinos trapped in the Sun can give rise to an observable neutrino flux. The Antarctic Muon And Neutrino Detector Array, AMANDA, is a neutrino telescope that detects Cherenkov light emitted by charged particles created in neutrino interactions in the South Pole glacial ice sheet using an array of light detectors frozen into the deep ice. In this work data taken with the AMANDA-II detector during 2003 are analyzed to measure or put upper bounds on the flux of such neutrinos from the Sun. In the analysis detailed signal and background simulations are compared to measurements. Background rejection filters optimized for various neutralino models have been constructed. No excess above the background expected from neutrinos and muons created in cosmic ray interactions in the atmosphere was found. Instead 90% confidence upper limits have been set on the neutralino annihilation rate in the Sun and the muon flux induced by neutralino signal neutrinos.

The construction of a high intensity neutrino source requires multi megawatt beams and challenges the targets in use. MERIT is a proof-of-principle test for a novel kind of neutrino factory target, employing a 24 GeV/c proton beam and a 1 cm in diameter free mercury jet as beam target. This thesis describes the design and implementation of a secondary particle flux production detection system. Employed detectors are polycrystalline diamond detectors and electron multipliers. Simulations of the secondary particle production have been made using FLUKA. The detection system is remotely controlled by a LabView interface and experimental observations from the initial analysis are presented.