ScintillateursCryogeniques pour
la Detectiond’Evenements
Rares
Marc-AntoineVerdier
Matiere SombreDans l’Univers
De l’infiniment grand al’infiniment petit
Detection de laMatiere SombreMethodes de detection
EDELWEISS
Bolometres Scintillants
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ScintillateursCryogeniquesSciCryo
BGO
Evenements
Coupures
Constantes de Temps
Rendement Lumineux
Perspectives
Scintillateurs Cryogeniques pour laDetection d’Evenements Rares
Marc-Antoine Verdier
Groupe Manoir / Collaboration EDELWEISSInstitut de Physique Nucleaire de Lyon
Universite Claude Bernard Lyon 1 et IN2P3/CNRS
JNCO 200903/12/2009
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Le Probleme de la Matiere Sombre
1ere observation : 1933 Fritz Zwicky1970, courbes de rotation des galaxies necorrespondent pas a la matiere observee
⇒ Il manque de la masse !
. . .ou alors on ne la voit pas. . .2 / 22
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Qu’est ce que la Matiere Sombre
Represente 23% de l’UniversPresente a toutes les echelles de l’UniversMassive, n’emet pas et n’absorbe pas de lumierePresente depuis Big Bang ET encore de nos joursHalo de matiere sombre enrobe les galaxies
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Le WIMP
Weakly Interacting Massive Particle, candidatdominant pour la matiere sombrePas sensible aux interactions electromagnetiques etfortes
⇒Particule exotique qui ne rentre pas dans le ModeleStandard
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Detection Directe
collision elastique d’un WIMP sur un noyau cible⇒ Detecter cette collision
Masse : 40 GeV (LEP) - 1 TeVVitesse dans le halo galactique ∼250 km/sInteraction depend du A de la cibleRecul nucleaire ∼20 keV
⇒ Tres faible probabilite d’interaction < 1 evt/kg/semaine
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Section Efficace d’Interaction
Detecteur tres sensible⇒ Recherches sur les cristaux importanteMasse de detecteur importante
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Identification du WIMP
Radioactivite naturelle et rayons cosmiques !Laboratoires souterrains, blindagesWIMP vont diffuser sur les noyaux tandis que les α,β et γ vont interagir avec les electrons
Reculs nucleaires⇒ CHALEUR, IonisationReculs electroniques⇒ IONISATION, Chaleur
Facteur de quenching Q = IonisationChaleur
⇒ Possibilite d’identifier et de discriminer les particules7 / 22
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Techniques de Detection Directe
CRESSTROSEBUD
Diffusion élastique sur un noyau dans le détecteur
Wimpsincident Wimps
diffusé
Ionisation
ChaleurScintillation
CDMS
EDELWEISS
Détecteur Ge :• HDMS, IGEX• MAJORANA, GENIUSDétecteur Gazeux :• DRIFT (CS2)• MiMac (He3)
Scintillateurs solide :• NAIAD (NaI)• KIMS (CsI)• DAMA/LIBRA (NaI)• ANAIS (NaI)Liquide scintillant :• XMASS (LXe)• DEAP/CLEAN (LAr/LNe)
Bolomètre simple :• plus de manip en cours
Détecteur métastable (dE/dX)• PICASSO (C4F10), SIMPLE : onde sonore• CF3I (COUPP) : chambre à bulle, pression + Camera
Liquide scintillant• XENON, ZEPLIN, LUX (LXe)• ArDM, WARP (LAr/LNe)
Détecteur cryogénique ionisation/chaleur:• EDELWEISS (Ge)• CDMS (Ge + Si)• EURECA (Ge)
Détecteur cryogénique lumière/chaleur:• CRESST (CaWO4)• ROSEBUD (Lif, Al2O3, BGO)• EURECA (???)
DAMA
COUPP
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EDELWEISS au LSM
Laboratoire Souterrain deModane sous 1700 m de rocheFlux de muons : 4 µ/m2/jours⇒ Reduction d’un facteur 106
+ Blindages
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Bolometres Scintillants
Detection d’evenements rares :WIMP (CRESST, ROSEBUD, EURECA)Autres (Double desintegration β sans ν,Desintegration de noyaux)
Large palette de ciblesPas d’evenements de surface ?Radioactivite intrinseque
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EUropean Rare Event Calorimeter Array
Initie par EDELWEISS II et CRESST + ROSEBUDqui servent de R&D pour EURECAMultiples techniques et cibles (CaWO4, Ge etc)Masse 100 kg→ 1 t
⇒ R&D sur les scintillateurs cryogeniques @ Lyon⇒ These : Developpement d’un setup optique pourl’etude de proprietes de scintillation de cristaux a basse T
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SciCryo
Motivation : R&D sur les scintillateurs afind’augmenter la palette de cible pour la detectiondirecte et d’avoir une meilleure comprehension dufond et/ou d’un eventuel signal dans EDELWEISS IIet la future experienc EURECA.
Financement ANR puis financement Cible (DeSciR)
Collaboration avec :IAS OrsayMPI MunchenLPCML LyonOxford Physic Department
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Cryostat Optique
Utilisation de sources γCryostat optique a circuit d’helium ferme avec pulsetube designe par Air LiquideRegulation de la temperature entre 3 K et 40 KGeometrie compacte : largeur 3 cm (partie optique)Jusqu’a 40% de l’angle solide totalM.-A. Verdier et al. Rev. Sci. Instr. 80, 046105 (2009)
⇒ Etude de l’evolution du rendement lumineux et desconstantes de temps de cristaux avec la temperature 13 / 22
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Bi4Ge3O12
Densite : 7.13 g/cm3
Pic d’emission : 480 nmIndice de refraction : 2.15non hygroscopiquerendement lumineux a 300 K : ∼ 8 photons/keVLuminescence a basse T bien connue (R. Moncorge 1976)
Avantages :bon rendement lumineuxZ (A) eleveFonctionne en tant que bolometre scintillant (N. Coron(2008))
Inconvenients :Radioactif (Bi)Indice de refraction eleve
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Setup
22Na→ coıncidences γ (511 keV)2 cristaux BGOPMTs pour comptage de photonsNumerisation a la ns
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Methode d’Analyse
Time (µs)
Amplitude (V)Scintillation Event in BGO at 20 K
0.0
-0.2
-0.4
-0.6
-0.8
-1.0
-1.2
-1.40 20 40 60 80 100 120 140 160 180 200
ZoomAmplitude (V)
Time (µs)
0.0
-0.1
-0.2
-0.3
-0.4
-0.59.55 9.60 9.65 9.70 9.75 9.80 9.85 9.90 9.95
Methode Multiple Photon Counting Coincidence(MPCC) H. Kraus, et al. (2005)
∼10000 evenements (2 jours) pour chaque TPhotons Individuels : temps, amplitude + ligne debase.Coupures, spectres et evenements moyens.
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Spectres
Construction des spectres en energie de la sourcepour chaque TValeur moyenne du photopic donne le rendementlumineuxSelection des evenements photoelectriques pour lesevenements moyens
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Test Statistique
Probleme des evenements empilesTest statistique sur le temps moyen d’arrivee desphotons de chaque evenement
⇒ Coupure permet d’eliminer les evenements empiles
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Evenement Moyen
somme des bons evenements positionnes en temps⇒ l’evenement moyen.
Ajustement du type N0τ0
e(−tτ0
)+ N1
τ1e(−t
τ1)+ . . . ⇒ τi
setup sensible pour des constantes ∼10ns< τ <1ms
⇒ Evolution des constantes de temps avec T
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Constantes de Temps de Scintillation
Augmentation d’un facteur ∼500 de la constante”principale”Modele d’emission a 3 niveaux (R. Moncorge 1976, V.
Mikhailik (2007)) :1τ = k1+k2e−D/kbT
1+e−D/kbT + Ke−∆E/kbT , utilise pour les αJ. Gironnet, et al. (2008)
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Rendement Lumineux
Correction du rendement lumineux par lesamplitudes et constantes de temps de l’evenementmoyen (temps d’integration fini)Augmentation du rendement lumineux d’un facteur∼5.5 entre 300 K et 3 K
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Conclusion - Perspectives
Scintillateurs cryogeniques peuvent faire office debolometres pour la detection de matiere sombre (etd’evenements rares en general) et peuvent fournirune meilleure comprehension d’un signal WIMP oudu fond (Al2O3, LiF)
Necessite de faire de la R&D sur les scintillateursafin d’augmenter la palette de cibles (radiopurete <10 µBq/kg)
Setup de mesures @ IPNL permet de mesurer, avecdes γ et jusqu’a 3 K : les rendements lumineux et lesconstantes de temps entre qq ∼10 ns a 10 ms gracea la coıncidence 22Na
⇒ Mesures sur BaF2 en cours
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