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Méthodes expérimentales pour l’étude du rayonnement cosmique

Méthodes expérimentales pour l’étude du rayonnement cosmique. Bernard Degrange Laboratoire Leprince-Ringuet Ecole Polytechnique (Palaiseau) Aspects généraux des expériences sur les rayons cosmiques Nouveaux projets spatiaux ( satellites et ballons )

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Méthodes expérimentales pour l’étude du rayonnement cosmique

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  1. Méthodes expérimentales pour l’étude du rayonnement cosmique Bernard Degrange Laboratoire Leprince-Ringuet Ecole Polytechnique (Palaiseau) • Aspects généraux des expériences sur les rayons cosmiques • Nouveaux projets spatiaux (satellites et ballons) • L’atmosphère comme détecteur (principes) • L’atmosphère comme détecteur (expériences) • Le milieu glaciaireou marin comme détecteur (ν) • Perspectives Montpellier

  2. 4. L’ATMOSPHÈRE COMME DÉTECTEUR Expériences Montpellier

  3. 4. L’atmosphère comme détecteur Expériences • L’astronomie gamma au-dessus de 100 GeV • L’imagerie Tcherenkov (HESS, MAGIC, CANGAROO, VERITAS) • L’échantillonnage Tcherenkov (CELESTE, STACEE, CACTUS) • Les détecteurs à grande ouverture angulaire (MILAGRO, TIBET-ARGO) • Les expériences sur les rayons cosmiques d’énergie ultra-haute • Les défis expérimentaux • Deux expériences à résultats contradictoires : AGASA et HiRes • Un ensemble hybride : l’observatoire Pierre Auger Montpellier

  4. 4.aL’astronomie gamma au-dessus de 100 GeV • Détecteurs à effet Tcherenkov atmosphérique • Instruments à champ de vue limité (5° de diamètre pour H.E.S.S.), donc devant suivre une source dans son mouvement apparent sur le ciel. • Ne fonctionnent que la nuit, par beau temps, en l’absence de lune. • Grand pouvoir de discrimination « gamma-hadron »→ ont produit l’essentiel du catalogue de sources au TeV (plus de 30 en 2006). • Détecteurs de surface (particules chargées et γ secondaires au sol) • Instrument à grand champ de vue (près d’un stéradian) • Haute fraction de temps utile • Faible pouvoir de discrimination « gamma-hadron » → sensibilité beaucoup plus limitée Montpellier

  5. 4.a1 Télescopes à effet Tcherenkov atmosphérique Imagerie Tcherenkov Échantillonnage Tcherenkov Former l’image dans le plan focal d’un télescope Temps d’arrivée + amplitudes sur un grand nombre de stations Montpellier

  6. Télescopes à effet Tcherenkov : détermination du seuil Lumière de fond de ciel ~ 1012 photons m-2 sr-1 s-1 • Augmenter la surface de collection des photons≈ surface du réflecteur Acol • Augmenterefficacité dedétection des photons ε (reflectivité, collecteurs de lumière, efficacité quantique des phototubes) • Le temps de coïncidence Δt ne devrait pas beaucoup dépasser la durée τ du signal Tcherenkov (τ≈ 3 ns)→ miroirisochrone, déclenchement rapide • L’angle solide ΔΩdans lequel on intègre le signal de photons ne doit pas dépasser la taille angulaire Ωg de la gerbe vue du détecteur → petits pixels, déclenchement reposant sur des secteurs du champ de vue ou sur des critères de voisinage (plus proches voisins). Montpellier

  7. Télescopes d’imagerie actuels Montpellier

  8. VERITAS CANGAROO III MAGIC HESS I Montpellier

  9. Télescopes d’imagerie : les caméras Montpellier

  10. Télescopes d’imagerie : caméras à haute définition VERITAS MAGIC Montpellier

  11. Télescopes d’imagerie : caméra à haute définition(H.E.S.S.) • 960 phototubes … • … équipés de collecteurs de lumière (cônes de Winston). • Électronique de déclenchement (secteurs (à recouvrement partiel) dans la caméra. • Lecture par mémoire analogiquedans la caméra (échantillonnée au GHz) • Signal analogique intégré sur 12 ns → ADC Montpellier

  12. Un moyen efficace de suivi des détecteurs : les images annulaires des muons • Les muons tombant sur le miroir d’un télescope produisent une image en anneau dont le contenu en lumière est entièrement calculable. • La comparaison avec les signaux effectivement obtenus fournit l’efficacité globale incluant les effets : • de l’absorption dans l’atmosphère proche; • de la réflectivité du miroir; • de l’efficacité des collecteurs de lumière; • de l’efficacité quantique des photodétecteurs. • L’évolution du détecteur est ensuite automatiquement prise en compte dans l’analyse. Montpellier

  13. Systèmes stéréoscopiques de télescopes à effet Tcherenkov • Chaque gerbe est vue par plusieurs télescopes • Très important facteur de rejet hadronique (> 1000) symétrie de révolution + faible largeur 3D pour les gerbes électromagnétiques + direction (sources ponctuelles) • Bien meilleure résolution angulaire qu’avec un seul télescope (≈ 4'avec 4 télescopes) • Meilleure résolution en énergie (≈15%) Montpellier

  14. Systèmes stéréoscopiques de télescopes à effet Tcherenkov • Mesure directe del’origine du gamma dans le champ de vue (important pour les sources étendues) • Mesure directe de la position de l’impact au sol(important pour la mesure de l’énergie) Montpellier

  15. Sensibilité aux sources gamma : exemple de H.E.S.S. Capacité d’analyse de sources étendues comme Vela Junior (2° de diamètre) Plus de 30 sources au TeV maintenant contre 6 confirmées il y a 5 ans M. Lemoine-Goumard 2006 Montpellier

  16. Seuils en énergie des télescopes d’imagerie H.E.S.S. • Le seuil dépend de l’angle zénithal • Typiquement 120 GeV au zénith pour H.E.S.S. et les systèmes stéréoscopiques comparables. • MAGIC II(deux télescopes identiques) espère atteindre 50 GeV. • Prochaine étape : H.E.S.S. II • 50 GeV avec un très grand télescope+ les 4 actuels en stéréoscopie • 20 GeV espérés en « mono » avec le très grand télescope et un déclenchement de second niveau. Montpellier

  17. Sensibilités des télescopes d’imagerie actuels Montpellier

  18. Vers des seuils entre 20 et 50 GeV : H.E.S.S. II Montpellier

  19. L’ère de GLAST, MAGIC et H.E.S.S. II Montpellier

  20. Vers un ou plusieurs grands réseaux d’imageurs Tcherenkov • Objectif : une sensibilité au niveau du milli-Crabe au TeV • Ceci pourrait être atteint avec 20 à 30 télescopes imageurs de type HESS-I • Le gain en sensibilité ne tient pas seulement à la surface balisée, mais aussi à la qualité de la stéréoscopie (nombre d’images de la même gerbe → augmentation du facteur de rejet des hadrons, augmentation de la résolution angulaire) : 56% des gerbes sont vues par au moins 4 tél. avec un ensemble de 16 ; 2/3 des gerbes avec un ensemble de 36 tél. • Collaboration HESS-MAGIC en vue d’un tel projet : CTA = Cherenkov Telescope Array. Exemple d’un ensemble de 16 télescopes : distribution des impacts au sol de gerbes verticales vues par un nombre donné de télescopes. M. Lemoine-Goumard 2006 Montpellier

  21. Une autre possibilité d’utiliser la lumière Tcherenkov : l’échantillonnage temporel • Pour abaisser le seuil, on profite de la grande surface de réflecteurs fournie par une centrale solaire~ 2000 - 6000 m2 • Il faut alors séparer les faisceaux des différents héliostats → optique secondaire • Un phototube parhéliostat. Montpellier

  22. CELESTE (France) 53 ×54 m2 STACEE (USA) 64 × 40 m2 CACTUS (USA) 160 × 40 m2 Montpellier

  23. Échantilloneurs Tcherenkov : principes de base • On mesure les temps d’arrivée du front de lumière Tcherenkov (~ sphérique à basse énergie) sur les différents héliostats → position développement maximal (1). • L’électronique de déclenchement doit resynchroniser les signaux venant des différents trajets. • On mesure l’amplitude du signal lumineux sur chacun des héliostats → position de l’impact au sol (2) • (1) + (2) → direction de la gerbe • … mais discrimination γ-hadron insuffisante → sensibilité limitée ( CELESTE : 5,8 σ en une heure sur la nébuleuse du Crabe ) Montpellier

  24. 4.a2 Détecteurs à grand champ de vue • On détecte au sol les particuleschargées de la gerbe et les γ secondaires (scintillateurs ou détecteurs Tcherenkov à eau) • Grande fraction de temps utile≈ 90% • Grand angle solide~ stéradian • Adaptation aux phénomènes transitoires imprévisibles (ex: sursauts gamma) • … MAIS faible sensibilité (~0.5 Crabe) en raison des faibles facteurs de rejet des hadrons et de la résolution angulaire limitée (0.5° to 1°) ; (direction mesurée à partir des temps d’arrivée des signaux sur les différents détecteurs). • … et des seuils en énergie relativement élevés (~ 1 TeV) Montpellier

  25. Expériences d’astronomie gamma à grand champ de vue Tibet Scintillateurs « Piscine » (détecteur Tcherenkov à eau) Montpellier

  26. … et bientôt : ARGO-Yang Ba Jing(2006) Gain d’un facteur (× 3) en sensibilité Montpellier

  27. Rejet du fond hadronique dans MILAGRO • La lumière dans la couche inférieure de phototubes → hadrons (cf. muons qui traversent complètement la piscine). • Gerbes hadroniques : régions avec accumulation de lumière → peu de PM touchés, mais avec un fort signal chacun. • Gerbes de γ: distribution de lumière plus régulière → beaucoup de PMT touchés mais signaux faibles. Facteur de rejet pour les protons ~ 10 Montpellier

  28. 4.bLes expériences sur les rayons cosmiques d’énergie ultra-haute 4.b1 Les défis expérimentaux • Les flux extrêmement faibles→ surfaces énormes à baliser • 1 événement par km2 par an à 1019 eV • 1 événement par km2 par siècle à 1020 eV si spectre différentiel en E-3 • La complexité des gerbes géantes : 3 × 1010γ, e±, μ± de plus de 200 keV à 1019 eV • Les difficultés d’interprétation→ difficultés dans la mesure de l’énergie • Incertitudes sur la composition primaire • Incertitudes sur la physique hadronique(p-noyau ou noyau-noyau) • Les désaccords entre les expériences AGASA (réseau de surface) et HiRes (œil de mouche). Montpellier

  29. Les rayons cosmiques d’énergie ultra-haute : historique • Anciennes expériences (depuis 1962) Volcano Ranch (USA), Haverah Park (UK), Yakutsk (Russie), Fly’s Eye (USA, premier détecteur de fluorescence) • Deux expériences récentes en désaccord : • AGASA (Akeno, Japon) : réseau de surface, depuis 1990 • HiRes (Utah, USA) : 2 « yeux » de mouche (fluorescence) • HiRes1 depuis 1997 • HiRes2 depuis 2000 • Nouvelle génération : l’Observatoire Pierre Auger premier détecteur hybride (Malargüe, Rép. Argentine) • Réseau de surface balisant 3000 km2 • 4 « yeux » de mouche (fluorescence) Montpellier

  30. 4.b2 Deux expériences à résultats contradictoiresAGASA et HiRes • AGASA (Akeno Giant Air Shower Array) • Réseau de scintillateurs : 110 stations de 2,2 m2 • Surface balisée 100 km2 • ΔE/E ≈ 30% et Δθ≈ 3° à 1019 eV • HiRes (Œil de mouche à haute résolution) : 2 « yeux » situés à 12,6 km l’un de l’autre • HiRes-I : 22 détecteurs couvrant 360° en azimuth et de 3° à 17° en hauteur (ADC classiques) • Hi-Res-II : 42 détecteurs couvrant 360° en azimuth et de 3° à 31° en hauteur (Flash-ADC échantillonnés à 100 ns ) • Résolution angulaireΔθ≈ 0,6° en mode stéréoscopique, mais 5° en mono. • Erreur sur la position de l’impact : 100 m en mode stéréoscopique, mais 300 m en mono. Montpellier

  31. AGASA : le spectre (× E3) Les résultats d’AGASA ne vérifient pas la coupure du spectre prédite par Greisen, Zatsepin et Kuzmin (« GZK ») en 1966, coupure due à l’interaction des protons ou noyaux d’ultra-haute énergie d’origine extragalactique avec les photons cosmologique à 2,7K p + photon (2,7K) → Δ+→ π + N Montpellier

  32. Fly’s Eye et HiRes :le spectre (× E3) • Triangles mauves : Fly’s Eye (stéréo) • Carrés rouges : HiRes-I (mono) • Cercles noirs : HiRes-II (mono) • Triangles bleus : AGASA Les 3 détecteurs de fluorescence donnent des résultats compatibles avec la coupure GZK Cheville Montpellier

  33. 4.b3 L’observatoire Pierre Auger • Disposer d’une statistique suffisante • ~ 250 événements par an de E > 4 × 1019 eV • ~ 30 événements par an de E > 1020 eV • Utiliser les deux techniques : • Détecteurs de particules chargées et γ secondaires au sol → haute proportion de temps utile • Détecteurs de fluorescence → meilleure mesure de E • En mode hybride, on vise finalement Δθ≈ 0,5° et ΔE/E ≈ 10% à 20% • Réseau de surface : sur 3000 km2, déployer 1600 cuves où les particules sont détectées par effet Tcherenkov dans l’eau • Détecteurs de fluorescence : 4 « yeux de mouche » comportant chacun 6 télescopes et couvrant chacun 30°×30° (13000 pixels au total) • Site : Malargüe, Argentine : l’installation sera complète en 2007. Une installation comparable est envisagée dans l’hémisphère nord. Montpellier

  34. L’observatoire Pierre Auger dans sa configuration finale Montpellier

  35. L’observatoire Pierre Auger : le réseau de surface • Réseau triangulaire de 1600 cuves au pas de 1,5 km détectant les particules chargées et les γ secondaires par effet Tcherenkov dans l’eau (12 tonnes). • Bonne séparation des μ± par rapport aux e± et γ secondaires : un μ± traverse la cuve complètement → signal important : le signal d’un muon vertical est utilisé comme étalon (VEM=vertical equivalent muon). • Bonne sensibilité aux grands angles zénithaux (cf. neutrinos pouvant créer des gerbes très inclinées) • Alimentation par panneau solaire et transmission de données numériques par voie hertzienne Surface : 10 m2 Hauteur : 1,20 m Montpellier

  36. L’observatoire Pierre Auger : le réseau de surface • À l’intérieur de chaque cuve, un revêtement réfléchit la lumière Tcherenkov qui est lue par 3 photomultiplicateurs. • Déclenchement local (au niveau de chaque cuve) : 2 possibilités • Seuil nominal (Th) • Seuil bas avec condition sur le temps pendant lequel le signal dépasse le seuil bas (« Time over threshold » = ToT) • Déclenchement central : coïncidence entre 3 cuves satisfaisant la condition « Time over threshold » Montpellier

  37. L’observatoire Pierre Auger : le réseau de surface Dépendances temporelles des signaux des cuves à différentes distances d’impact (Muons survivants) Montpellier

  38. Réseau de surface : l’acceptance Surface effective de détection / Smax (E>3EeV) fonction de l’énergie primaire pour les protons, à différents angles zénithaux Montpellier

  39. Réseau de surface et estimateur d’énergie(1.a) Distribution latérale: méthode • La distribution latérale est obtenue en ajustant par maximum de vraisemblance les paramètres d’une formule suggérée par les calculs analytiques ou les simulations (ex. distribution similaire à celle de Nishimura-Kamata-Greisen «NKG ») sur les données des cuves. • Il faut pour cela maîtriser les fluctuations des signaux obtenus: • à peu près gaussiennes pour les signaux forts (>15 VEM); • poissonniennes et dépendant du nombre effectif np de particules pour les signaux faibles ; la simulation donne la distribution du signal à np fixé pour une distance r à l’axe et un angle zénithal θ. • Les coordonnées de l’impact sont des paramètres de l’ajustement. • Entre plusieurs paramétrisations, on choisit celle qui minimise les résidus pour les cuves situées à moins de 1500 m de l’impact → formule « NKG » Montpellier

  40. Réseau de surface et estimateur d’énergie(1.b) Distribution latérale : résultats • Forme « NKG » choisie : pour chaque cuve, le signal « théorique » est paramétré selon : La figure du haut montre la variation de log(Sthéo/S(1000)) avec log(r). • Le paramètre rs est fixé à 700 m (car très fortement corrélé à β)→ S(1000)est bien le signal théorique attendu à r = 1000 m • Quand on laisse β libre à différents angles zénithaux, on vérifie que β varie linéairement avec (1/cos θ -1) :figure du bas. Montpellier

  41. Réseau de surface et estimateur d’énergie(2) Le signal théorique à 1000 m : S(1000) • Le choix de la distance de 1000 m minimise (pour ce réseau): • les fluctuations gerbe à gerbe du signal à énergie primaire donnée; • les effets de la paramétrisation : insensibilité à des variations de β de ±8% (figure) • De S(1000) à l’estimateur d’énergie : pour une même gerbe d’énergie E0, S(1000) dépend de l’épaisseur d’atmosphère traversée, donc de l’angle zénithal θ. → Facteur correctif dépendant de θ et déterminé expérimentalement … Montpellier

  42. Réseau de surface et estimateur d’énergie(3) La coupure à intensité constante • Pour estimer expérimentalement le facteur correctif dépendant de l’angle zénithal θ, on utilise la quasi-isotropie du rayonnement cosmique et on se place aux énergies > 3 EeV où l’acceptance ne dépend plus de l’énergie. • Pour un intervalle Δθ, l’acceptance est alors simplement proportionnelle à cos θ d(cosθ) = sin θ cos θΔθ (effet de projection + effet d’angle solide). • L’estimateur d’énergie η doit être choisi de telle façon que sa distribution soit indépendante de θ (isotropie du rayonnement cosmique) . Considérons une valeur particulière S0 de S(1000). À l’angle zénithal θ (à Δθ près), le taux d’événements pour lesquels S(1000)>S0 vaut : • L’intensité I(η > η0) doit être indépendante de θ(« coupure à intensité constante ») et, pour une valeur fixée de l’estimateur, la coupure S0 en S(1000) doit dépendre de θ de façon que : Montpellier

  43. Réseau de surface et estimateur d’énergie(4) L’estimateur S38 • On choisit des intervalles égaux en sin2θ et, dans chacun, pour une valeur donnée de S(1000) à l’angle médian de 38° (qui sert de référence), on détermine expérimentalement S0(θ) tel que : • On construit la « courbe d’intensité constante » CIC(θ) = S(1000)/S0(θ) et l’estimateur d’énergie est par suite η≡S38 = S(1000)/CIC(θ) • CIC(θ) est déterminée pour une valeur S(1000)=15 VEM et on suppose que sa variation ne dépend pas de cette valeur. CIC fonction de θ CIC fonction de 1/cos θ Montpellier

  44. Réseau de surface et estimateur d’énergie(5) De S38 à l’énergie reconstruite • Il reste à étalonner S38 en termes d’énergie primaire, ce qu’on fait à partir des événements hybrides dont l’énergie est reconstruite à partir du profil longitudinal fourni par les détecteurs de fluorescence. • On observe une bonne corrélation qui conduit à la formule empirique suivante où S38 est exprimée en VEM : E0(en EeV) = 0,16 S381,06 Montpellier

  45. L’observatoire Pierre Auger : les détecteurs de fluorescence • Quatre « yeux » situés à la périphérie du réseau … • … et abritant chacun 6 télescopes de Schmidt dont le champ de vue est de 30°×30°… • … regardant vers l’intérieur du réseau et couvrant la partie du ciel de 1° à 31° au-dessus de l’horizon. Montpellier

  46. Reconstruction des événements hybrides • Comme on l’a vu, un événement vu par un seul œil (monoculaire) ne permet pas de bien reconstruire la gerbe. • Si le réseau de surface est utilisé pour contraindre la position de l’impact, la précision est bien meilleure … • … comme on l’observe à partir d’événements artificiels créés par un laser situé au centre du réseau Écart à la distance à l’axe Écart angulaire Montpellier

  47. Reconstruction des événements hybrides • Le profil longitudinal obtenu par le détecteur de fluorescence donne la profondeur Xmax du développement maximal et l’énergie déposée dans l’atmosphère par les particules chargées. • … mais il manque l’énergie déposée par les muons dans le sol et celle des neutrinos. Cette correction,relativement faible (≈10 %) est déterminée par les simulations. Etot/Edéposée Montpellier

  48. L’observatoire Auger : premiers résultats sur le spectre • Le spectre provisoire actuel semble en meilleur accord avec les résultats de HiRes, mais les incertitudes systématiques sont encore trop grandes pour conclure définitivement. • La plus grande incertitude vient de la conversion de S38 en énergie. • C’est en partie dû à l’incertitude actuelle sur le taux de fluorescence (±12%) → incertitude de 25% sur l’énergie mesurée par le détecteur de fluorescence → 30% à 50% sur E0. • Progrès importants à venir avec des mesures complémentaires et l’augmentation importante de la statistique d’événements hybrides. Montpellier

  49. L’observatoire Auger peut aussi détecter des neutrinos ultra-énergétiques : gerbes horizontales • Aux très grands angles zénithaux (θ>80°), la distance entre la zone de développement maximal d’une gerbe ordinaire et le détecteur peut dépasser 100 km. • Une telle gerbe « vieille » est essentiellement constituée de muons ; le front de particules est quasiment plan et la durée temporelle du signal est brève (>50 ns). • Toutefois, la masse d’atmosphère observée à ces grands angles zénithaux par l’observatoire Auger a été évaluée à environ 40 km3 d’eau équivalents, donc une cible intéressante pour la détection de neutrinos. • Le point d’interaction du neutrino peut alors être relativement proche du détecteur (quelques km), produisant ainsi une gerbe horizontale jeune caractérisée à la fois par : • la présence d’une composante importante d’électrons (±) et γ secondaires ; • un front de particule à courbure significative (~ km) ; • un signal s’étalant temporellement sur plusieurs centaines de ns. Montpellier

  50. L’observatoire Auger peut aussi détecter des neutrinos ultra-énergétiques : cas des ντ • Un neutrino « tau » venant du sol à moins de 2° de l’horizontale peut produire un τ sortant de terre, sa longueur moyenne de désintégration étant de 50 km à 1018eV. • Le lepton τ peut se désintégrer à basse altitude (quelques 100 m) juste au-dessus des détecteurs qui pourront être déclenchés. • L’acceptance est significative pour un domaine d’énergie du ντ allant de 2×1017eV à 6×1018eV. • À ces énergies, la Terre n’est plus transparente pour les neutrinos – leur longueur moyenne d’interaction n’est plus que de quelques 100 km – mais quelle que soit l’interaction (par courant chargé ou neutre), un neutrino τ moins énergétique sera finalement produit, ce qui augmente la probabilité d’une détection. Montpellier

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