Corinne Bérat Laboratoire de Physique Subatomique et de Cosmologie, Grenoble.

Corinne Bérat Corinne Bérat Laboratoire de Physique Laboratoire de Physique

Subatomique et de Cosmologie, Subatomique et de Cosmologie, GrenobleGrenoble

2Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

RésuméRésumé

Pour explorer le domaine des Pour explorer le domaine des

processus d’énergies les plus processus d’énergies les plus

élevées se produisant dans notre élevées se produisant dans notre

univers, une mission est en cours univers, une mission est en cours

d’organisation dans la future Station d’organisation dans la future Station

Spatiale Internationale, c’est Spatiale Internationale, c’est EUSO, EUSO,

l’Observatoire Spatial Européen de l’Observatoire Spatial Européen de

l’Univers Extrêmel’Univers Extrême


Plan du coursPlan du cours

Qu’appelle-t’on « énergie extrême » ?

L’histoire des rayons cosmiques

Les rayons cosmiques

Les grandes gerbes atmosphériques

Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes

Origine et propagation des rayons cosmiques aux énergies extrêmes

Le projet EUSO


Qu’appelle-t-on énergie extrême ?Qu’appelle-t-on énergie extrême ?

Energie et infiniment petitEnergie et infiniment petit

Exprimée en Joule dans le domaine macroscopique

Energie = force (N) par longueur (m)

Exprimée en électron-Volt (eV) dans le domaine des particules

• L’électron-volt (eV) est l’énergie acquise par un électron qui passe, dans le vide, d’un point à un autre ayant une différence de potentiel de un volt.

1 eV = 1,602 · 10–19 J

0,000 000 000 000 000 000 16 J



eV, keV, MeV... ZeVeV, keV, MeV... ZeV

1 eV = 1,602 · 10–19 J

Besoin d’autres unités !

o 1 000 eV = 1 keV

o 1 000 000 eV = 1 MeV

o 1 000 000 000 eV = 1 GeV

o 1 000 000 000 000 eV = 1 TeV

o …

o 1018 eV = 1 EeV

o 1021 eV = 1 ZeV



Energie des particules dans la natureEnergie des particules dans la nature

0,03 eV • énergie d’une molécule d’oxygène ou d’azote dans l’air

0,67 eV • énergie nécessaire à un proton ou un neutron pour

échapper à l’attraction terrestre

1000 – 15 000 eV , 200 000 eV• énergie typique d’un électron dans une aurore polaire• …d’un X d’une radio dentaire !

1 - 10 MeV • énergie des particules émises par les éléments

radioactifs

1-100 000 000 000 GeV • Domaine d’énergie couvert par les rayons cosmiques



Energie des particules dans les Energie des particules dans les accélérateursaccélérateurs(exemple du CERN)(exemple du CERN)

ISR : Intersecting Storage Rings • le premier collisionneur proton-proton à être mis en

service (1971) fournissant au maximum 31 GeV par faisceau.

SPS : Super Proton Synchrotron • Synchrotron à protons, atteignant des énergies de 450

GeV.

LEP : Large Electron-Positron collider• Faisceaux atteignant 100 GeV, collisions e+e- à 200 GeV

LHC : Large Hadron Collider• En construction, pour obtenir des collisions proton-proton

à une énergie de 14 000 GeV (14 TeV).



Collisions proton-proton au LHC (2007)Collisions proton-proton au LHC (2007)protons de 7 TeV contre protons de 7 TeV : 14 TeV dans le centre de masse = énergie disponible

• température de 1016 degrés• conditions existantes 10-12

secondes après le big bang

Un « paquet » de protons croise un autre « paquet » de protons 40 millions de fois par seconde ~20 collisions

• 800 millions de collisions par seconde !!!



Energie extrêmeEnergie extrême

Au cours des décennies écoulées, une demi-douzaine de détecteurs ont observé une vingtaine de rayons cosmiques dont les énergies atteignent ou dépassent

• correspond à plusieurs dizaines de joules ! • énergie macroscopique exceptionnelle pour une

particule microscopique • Loin devant l’énergie du futur LHC : 7 1012 eV par

faisceau

Extrêmement énergétiques et … extrêmement rares !Selon nos connaissances présentes, aucun mécanisme astrophysique connu n'est capable d'accélérer des particules à de telles énergies.

10102020 eV = eV = 100 000 000 000 GeV100 000 000 000 GeV


L’histoire des rayons cosmiquesL’histoire des rayons cosmiques

Contexte scientifiqueContexte scientifiqueau XIXe siècle

• Unification électricité et magnétisme• Identification de la nature de la lumière (onde EM)

• Matière : théorie atomique primitive (noyau et électrons inconnus)

À la fin du XIXe siècle, nouveaux rayonnements• Rayons cathodiques, rayons X, rayonnement radioactif,

rayons cosmiques

Faraday Maxwell Hertz



Rayonnements : lumière ou matière ?Rayonnements : lumière ou matière ?

Rayonnement cathodique• des physiciens dont Crookes, Perrin et Thomson étudient le

comportement des rayons cathodiques en présence d'aimants et de champs électriques les rayons sont déviés

• J. J. Thomson conclut que ces rayons sont des particules négatives qu'il appelle «électrons» (1898)

Rayons X• Découverts par Röntgen en 1895• Nature incertaine jusqu’à Von Laue (1912)

Radioactivité• Découverte par Becquerel en 1896 (uranium)• 1898-1900 P. et M. Curie, E. Rutherford et P. Villard

comprennent qu’il y a plusieurs types de radioactivité ()



Découverte des rayons cosmiquesDécouverte des rayons cosmiques

1901• Wilson remarque que les électroscopes se déchargent

tout seuls sous terre aussi bien que sur terre, c'est la radio-activité naturelle (Rutherford), effet dominant.

1910• Le père Wulf fait des études

en montant à la tour Eiffel : l'électroscope se décharge moins vite, mais pas autant que ce qui était prévu (en 80 m d’épaisseur d’atmosphère, il n’y a que la moitié du rayonnement qui passe.)

• Donc « ça » vient d'au dessus…



L’électroscopeL’électroscope

Électroscope chargé les « bras » se repoussent

Soumis à un rayonnement énergétique, l’air se trouve partiellement ionisé et les charges sont évacuées

L’électroscope se décharge d’autant plus vite que le rayonnement est plus intense



Découverte des rayons cosmiquesDécouverte des rayons cosmiques

1912 : • Victor Hess monte en ballon à 5350 m : découverte du

rayonnement cosmique.

1914 :• Kolhörster monte à 9 Km



Nature des rayons cosmiques ?Nature des rayons cosmiques ?1925 :

• Robert Millikan pense que les rayons de Hess sont des rayons gamma « rayons cosmiques »

1929 : • W. Bothe et W. Kohlörster, utilisant des compteurs

Geiger montrent que les rayons de Hess sont chargés matière !!

mais Millikan est prix Nobel et ne veut pas en démordre…• Skobeltzyn montre aussi que c’est de la matière grâce

aux chambres à brouillard mais rien n’y fait….

1930 : • Compton (un autre prix Nobel) fait rendre raison à

Millikan, grâce à l’effet de latitude (effet du champ magnétique terrestre) : il envoie 60 chercheurs dans le monde le vérifier…



Chambre à brouillard de WilsonChambre à brouillard de Wilson• Un gradient de température est établi entre le haut et le bas d'une

enceinte isolée thermiquement et remplie d'un mélange d'air et de vapeur d'alcool.

• Avant de se condenser sur le fond, les vapeurs d'alcool traversent une zone de sursaturation. Dans cette zone, les ions produits par les interactions des particules ionisantes (électrons, positrons, alpha, pions, etc...) avec le gaz se comportent comme des germes de condensation le long des trajectoires.

• Par l'analyse des trajectoires (longueur, densité, profil,..) on peut sélectionner les différents types de particules et caractériser leur comportement par leurs interactions avec la matière.



Découverte de nouvelles particulesDécouverte de nouvelles particules

Au sol, on ne voit que les particules secondaires, issues de l'interaction des rayons cosmiques (RC) avec l'atmosphère.

Les RC ont ainsi permis la découverte de nombreuses particules naissance de la physique des particules

• 1932 : positon e+– Prédit par Dirac en 1930– dans une trace de RC

• 1936 : muon – Semblable à l’électron

mais 200 fois plus massif

• 1947 : pion – au pic du Midi


Les rayons cosmiquesLes rayons cosmiques

Nature des rayons cosmiquesNature des rayons cosmiquesparticules ordinaires : noyaux, électrons, photons, neutrinos

Composition :

Les rayonnements cosmiques représentent 1/3 de la radioactivité naturelle totale

Cas des neutrinos : • 100000 milliards de traversent votre corps chaque seconde• Un seul arrêté par votre corps pendant toute votre vie

99% de noyaux

1% d’électrons 1% de noyaux lourds

89% de H

10% de He

~ composition de la matière de l'univers



Rayons cosmiques primaires et secondaires

Primaire• toute particule qui arrive sur terre venant de l’espace

Secondaire• Particules détectées sur terre = principalement produits

d’interaction de rayons cosmiques primaires avec la partie supérieure de l’atmosphère appelés « secondaires »

– Essentiellement des muons, des électrons, des photons

• Les rayons cosmiques secondaires sont – des particules – venant des couches supérieures de l’atmosphère

Les RC secondaires sont produits par de véritables rayons cosmiques ! D’où viennent-ils ?


Origine des rayons cosmiquesOrigine des rayons cosmiquesParticules produites par des mécanismes astrophysiques plus ou moins violents

• réactions de fusion au coeur des étoiles• supernovae (effondrement d'étoiles à bout de « carburant

»)• collisions de galaxies

•

• phénomènes exceptionnels provoqués par des trous noirs se trouvant au centre de certaines galaxies (noyaux actifs)


Supernova 1987A – image d’Hubble



Propagation des rayons cosmiquesPropagation des rayons cosmiques

L’origine des cosmiques chargés reste encore hypothétique

• Impossible de repérer la source d’un cosmique chargé du fait qu’il a traversé le champ magnétique de la galaxie, voire le champ magnétique intergalactique !

Champs magnétiques• galactiques -> estimations

– De l’ordre du microgauss– D’intensité variable selon la position

• Intergalactiques Incertitude bien plus grande– De l’ordre du nanoGauss (?)



Propagation des rayons cosmiquesPropagation des rayons cosmiques

Rayon gyromagnétique• Rgyro = E/B : rayon du cercle décrit par la particule

d’énergie E, en négligeant le rayonnement de freinage, dans un champ uniforme B

Angle d’inflexion• Après avoir parcouru une distance d

perpendiculairement au champ, la particule a infléchi sa trajectoire d’un angle = d/Rgyro = dB/E.

• En unités appropriées, ceci donne :

eV

Gpc

eV

nGMpc1919 103

)()k(

103

)()(

E

µBd

E

Bd



Des messagers fort utilesDes messagers fort utiles

Particules cosmiques transportant avec elles des informations (leur énergie, direction, composition chimique etc...) mécanismes qui sont à leur origine.

Seul moyen dont nous disposons pour comprendre ces derniers !

• l'astrophysique échappe complètement au contrôle de l'expérimentateur : les phénomènes qu'il veut étudier ne lui sont accessibles qu'indirectement.

• Seuls "messagers" permettant d'étudier les phénomènes astrophysiques à distance :

– ondes émises par les objets de l'étude (étoiles, galaxies etc...)

– les rayons cosmiques.


Energie (eV)

Flu

x (m

2sr

s G

eV)-1

Energie (eV)

Flu

x (m

2sr

s G

eV)-1


Les rayons cosmiques aujourd’huiLes rayons cosmiques aujourd’hui

1 particule par m2 par sec

Le « genou »1 particule par m2 par an

La « cheville »1 particule par km2 par an

modulation solaire

détection directeballons, satellites

détection indirectegrandes gerbes

Le flux mesuré s’étend sur 32 ordres de grandeurs :De la taille d’un cheveu à 10 milliards d’année lumière

L’énergie mesurée s’étend sur 12 ordres de grandeurDe la taille d’un cheveu à 100 000 kmFlux :

4 RC /cm2/s ~ 1 kg/an, << 40 000 tonnes/an (météorites).


Les grandes gerbes atmosphériquesLes grandes gerbes atmosphériques

Découverte des gerbes atmosphériquesDécouverte des gerbes atmosphériques

Ce sont des averses soudaines de particules, résultant d’un seul rayon cosmique initial d’énergie colossale.

découvertes par Pierre Auger en 1938, au laboratoire Jean Perrin au JungFraujoch



Découverte des gerbes atmosphériquesDécouverte des gerbes atmosphériques

Pierre Auger, Académie des Sciences, séance du 18 Juillet 1938 :

• « On voit d’après ces résultats que les averses soudaines de rayons cosmiques décrites ici peuvent couvrir des surfaces de l’ordre de 1000 m2, et comportent donc plusieurs dizaines de milliers de corpuscules, dont une moitié environ peut traverser 5cm de plomb »



Cascades de particulesCascades de particules

Gammae+, e-

muons



Energie et taille stupéfiantesEnergie et taille stupéfiantes

Energie initiale supérieure à 1015 eV ! vitesse relativiste 1 km correspond à 1 mm et 1 seconde à 3 semaines.

Domaine d'énergies supérieures à 1019 eV• les particules interagissant dans les hautes couches de

l'atmosphère (plusieurs dizaines de km) créent des gerbes dont l'impact au niveau du sol comporte environ 100 milliards de particules (photons et électrons essentiellement)

• réparties sur une dizaine de km2.

EXTREMEMENT RARE : flux de l’ordre de 1 RC/km2/siècle



Moyens de détectionMoyens de détectiontrop rares pour être détectés directement !!!

possible de mesurer l'énergie que les gerbes déposent dans l'atmosphère. 1. Détection des particules, produites en cascade, à la

surface de la Terre. caractéristiques énergie initiale, direction d'incidence.

2. Détection de la lumière émise par l'interaction de la particule avec les molécules d'azote (utilisée pour des particules de plus de 1017eV)

Aucune technique efficace pour identifier la particule initiale (indispensable pour la compréhension du mécanisme d'accélération). • La profondeur de pénétration augmente avec la masse

de la particule incidente mais à cause des fluctuations elle n'est pas mesurable.



Détection des gerbes par la détection des Détection des gerbes par la détection des particules au solparticules au sol

Nécessaire de couvrir une grande surface

Réseau de détecteurs de particules• l'intêret du réseau est triple:

• Ajout du nombre de particules enregistrées par chaque détecteur meilleure estimation du nombre de particules présentes dans la gerbe.

• Plus le réseau est grand plus le nombre d'événements détectés est grand.

• dessin ci-contre : la gerbe atteint d'abord le détecteur sur la gauche avant celui sur la droite détermination de la direction d'incidence du rayon cosmique.

http://ast.leads.ac.uk/haverah/dets.shtml

Type de détecteurs utilisés : scintillateurs, détecteurs cherenkov



ScintillateursScintillateursLes scintillateurs (ou détecteurs à scintillation) sont faits dans un plastique spécial, scintillant.

• Lorsque une particule chargée incidente traverse le détecteur, elle excite une molécule du plastique scintillant. Celle-ci se désexcite en émettant des photons.

• Un photomultiplicateur détecte ensuite les photons émis et on obtient un signal électrique amplifié proportionnel au nombre de photons perçus.



PhotoMultiplicateurs (PM)PhotoMultiplicateurs (PM)Comme son nom l’indique, le photomultiplicateur transforme un faible signal lumineux en un signal électrique qui peut être mesuré

La forme et la taille du signal électrique informent sur la quantité de lumière reçue, et donc sur le nombre de particules chargées ayant traversé le détecteur



Les détecteurs de lumière Cherenkov Les détecteurs de lumière Cherenkov Dans ce type de détecteur, le scintillateur est remplacé par une cuve d'eau pure.

Lorsque les rayons cosmiques secondaires traversent l'eau, ils émettent de faibles flashs de lumière bleue par effet Cherenkov.

Les bords du réservoir sont recouverts d'un matériau réfléchissant de sorte que la plus grande partie des photons soit réfléchie en direction du photomultiplicateur.



Effet CherenkovEffet Cherenkov• découvert et interprété par le physicien russe Pavel

Cherenkov, et qui lui a valu le prix Nobel en 1958. • se produit lorsqu'une particule se déplace plus vite que la

vitesse de la lumière dans le milieu considéré. Elle ne va toutefois pas plus vite que la vitesse de la lumière dans le vide, il n'y a donc rien de contradictoire avec la théorie de la relativité.

• Si vest la vitesse de la particule, et n l'indice du milieu, on a : c/n ≤ v < c

• Une particule qui atteint la vitesse de la lumière dans le milieu dans lequel elle se déplace émet une lumière intense, de couleur bleue.

• Au-delà de la vitesse de la lumière, cette particule constitue la pointe d'un cône lumineux de couleur bleue dont l'angle au sommet dépend de la vitesse de la particule.

Cos = 1/n



Détection des gerbes par la détection de Détection des gerbes par la détection de la lumière de fluorescencela lumière de fluorescence

Les particules secondaires chargées qui ont été créées tout au long du développement de la gerbe excitent les molécules d'azote de l'atmosphère qui se désexcitent en émettant une lumière de fluorescence dans toutes les directions.

Il s'agit d’une lumière de très faible intensité, dans l’UV (300-400 nm).

Inconvénient : détection possible uniquement par nuit sans lune. (environ 10 % du temps).

Luminosité au maximum = nombre de particules chargés au maximum

Avec un dispositif de photomultiplicateurs on peut ensuite accéder à l'énergie initiale.

Une connaissance absolue de la fluorescence de l'azote et du gain quantique des photomultiplicateurs est requise.


Les rayons cosmiques aux énergies extrêmesLes rayons cosmiques aux énergies extrêmes

Les premières détectionsLes premières détections

Volcano Ranch (US, 59-63)• Premier réseau géant de détecteurs • 19 détecteurs répartis sur 8 km2

– Compteurs en plastique scintillant (communément appelés « scintillateurs ») de 3.3 m2

1 rayon cosmique d’énergie supérieure à 1020 eV




Haverah Park (UK, 67-87)• Réseau de détecteurs Cherenkov à eau sur 12 km2

Yakutsk (Sibérie, 70-95… )• Scintillateurs + détection de la lumière Cherenkov

émise dans l’air

4 rayons cosmiques d’énergie supérieure à 1020 eV

1 rayon cosmique d’énergie supérieure à 1020 eV



1 rayon cosmique d’énergie de 3 1020 eV


Fly ‘s eye (US, 81-92)

• 67 miroirs de 1,6 m de diamètre • Point focal équipé de 12—14 PM

880 PM couvrant le ciel



Expériences récentes ou en coursExpériences récentes ou en cours

HiRes (High Resolution Fly’s eye detector)• Technique de fluorescence

rayon cosmique d’énergie > 1020 eV



plusieurs rayons cosmiques d’énergie > 1020 eV

Expériences récentes ou en coursExpériences récentes ou en cours

AGASA (Akeno Giant Air Shower Array, Japon)• 100 km2• 111 détecteurs en surface (cherenkov) + 27

détecteurs à muons



RCEE (Rayons Cosmiques aux Energies RCEE (Rayons Cosmiques aux Energies Extrêmes)Extrêmes)

Observations de plusieurs RC d’énergie > 1020 eV

1020 eV c’est :• Une énergie macroscopique : l’énergie d’un volant de badminton

envoyé à 300km/h, ou celle d'une balle de tennis servie par un champion, ou un tir de penalty …

1020 eV c’est :• Un facteur de Lorentz de 1011

• La distance terre – soleil (150 millions de km) ramenée à 1,5m• Une seconde qui dure 3200 ans

Enorme !Enorme !L’existence des RCEE pose des problèmes : • Origine mal comprise, propagation dans l’univers, nature des

primaires



Observatoire Pierre AUGERObservatoire Pierre AUGER



Observatoire Pierre AUGER – site sudObservatoire Pierre AUGER – site sud1600 détecteurs, espacés de 1,5 km

3000 km2

24 télescopes de fluorescence dans 4 points



Observatoire Pierre AUGERObservatoire Pierre AUGERdétecteurs de particulesdétecteurs de particules

Un détecteur de surface est l’objet de la curiosité d’habitants de la pampa



Miroir sphérique ségmenté

440 photomultiplicateurs(1,5° par pixel)

Lentille correctrice

Observatoire Pierre AugerObservatoire Pierre Augerdétecteurs de fluorescencedétecteurs de fluorescence



Observatoire Pierre Auger : statutObservatoire Pierre Auger : statutphase prototype terminée :

• Validation du concept• Objectifs atteints

Plus d'une centaine de stations détectrices installées et opérationnelles sur une surface de plus de 100 km2

• l'Observatoire Pierre Auger est devenu depuis octobre le plus grand réseau de détecteurs de rayons cosmiques au monde.

Détection d’événements « hybrides »• Détectés par les stations opérationnelles• Détectés également par des détecteurs de fluorescence

Production jusqu’à fin 2005• Déploiement et prise de données continuent• Observatoire Sud complet

Vers une couverture complète du ciel


Origine et propagation des RCEEOrigine et propagation des RCEE

Interaction des RC avec le CMBInteraction des RC avec le CMB

Le CMB (cosmic microwave background) ou rayonnement fossile à 2,7°K

• Découvert en 1965 par Penzias et Wilson• L’Univers est rempli de photons très froids (peu

d’énergie) en grand nombre (400/cm3)

Mesuré par COBE simulation des mesures de WMAP

En rouge, les régions chaudes :0.0002 Kelvin plus chaudes que les régions en bleu. Meilleure résolution



Propagation : interaction des RC avec Propagation : interaction des RC avec le CMBle CMB

Ces photons sont inoffensifs, car d’énergie très faible…... à moins de se jeter sur eux à toute allure !!!

proton photon

Système du laboratoire

1020 eV 0.5 meV

Référentiel du proton

Ecin=0 300 MeV



Interaction des RC avec le CMBInteraction des RC avec le CMB

Interaction des protons• photoproduction de pions :

• À chaque interaction, perte d’environ 22% d’énergie• Processus se répète jusqu’à ce que l’énergie totale p

dans leur centre de masse soit inférieure au seuil de production de la résonance :

c’est l’effet Greisen-Zatsepin-Kuzmin (1966) ou effet GZK

eepp

pp

np

K

K

K

7,2

07,2

7,2



Conséquences de l’effet GZK sur les Conséquences de l’effet GZK sur les protonsprotons

Libre parcours moyen• Au dessus de 5.1019 eV :

10Mpc. (1 pc = 3.09

1016 m)

Brutalité de la coupure GZK: • à partir de 100Mpc, toutes les

énergies sont ramenées sous 1020 eV

• record à 3 1020 eV – Source dépassant largement

cette énergie– Ou située à quelques dizaines

de Mpc

• Problème : on ne connaît pas de telle source !!!

Ene

rgie

(eV

)

Distance de propagation (Mpc)



Propagation : interaction des RC avec le Propagation : interaction des RC avec le CMBCMB

Les noyaux ultra-énergétiques se brisent sur les photons du rayonnement fossile

• Energie d’excitation plus faible, mais sont les noyaux les plus stables étapes moins connues

Photons• Seuil de création de paires e+e- atteint rapidement.

Coupure GZK vers 1012-13eV

Neutrinos• Parfaitement insensible à tous les obstacles : sondes

idéales… oui, mais extrêmement difficile de les détecter

eeAA

NAA

NAA

K

K

K

7,2

7,2

7,2

22

1



Effet GZK et résultats expérimentauxEffet GZK et résultats expérimentaux

AGASA a détecté 10 événements au-dessus de 1020 eV -> sources proches, dans un rayon de ~100 Mpc

Contredisent apparemment les conséquences de l’effet GZK


plan galactique

plan supergalactique


Effet GZK et résultats expérimentauxEffet GZK et résultats expérimentauxObservation d’une corrélation des directions d’arrivée, et ce, d’autant plus que l’énergie est plus élevée.

E>1020 eV4.1019 <E<1020 eV

Clusters dans 2,5° d’ouverture

3 CR de 4.1019eV observés contre 0,06 attendus statistiquement



Effet GZK et résultats expérimentauxEffet GZK et résultats expérimentaux

HiRes : meilleur accord avec la prédiction

Mesures « contradictoires » (?) de AGASA et HiRes problème de l’observation de l’effet GZK



Origine des RCEEOrigine des RCEE

Problème de l’origine non trivial : aucune source identifiée

Schéma bas-haut (bottom-up)• Accélération progressive des chargés, jusqu’à des

énergies suffisantes pour nous parvenir aux énergies observées malgré le « frottement » sur le CMB

• Comment fonctionne l’accélérateur ? Pourquoi ne l’observe-t-on pas directement (malgré les énergies mises en jeu) ?

Schéma haut-bas (top-down)• Particules très massives (M>1021eV) qui se désintègrent

Signe d’une Nouvelle physique ?• Invariance de Lorentz brisée aux énergies extrêmes



Schéma bas-haut - processus Schéma bas-haut - processus d’accélérationd’accélération

Il faut prendre de l’énergie quelque part !• Énergie cinétique :

– translation (chocs, nuages en mouvement accélération de Fermi)

– Rotation (pulsars, trous noirs, étoiles à neutrons)

• Énergie gravitationnelle– via l’accrétion…

• Énergie électromagnétique (EM)– turbulence, compression, rotation d’aimants…

in fine, les particules chargées interagissent avec les champs EM



ZeVatronsZeVatronsAccélérateurs Astrophysiques atteignant le ZeVAccélérateurs Astrophysiques atteignant le ZeV

Quelque soit le mécanisme d’accélération, le site doit vérifier une certaine contrainte

• particule accélérée progressivement devant rester dans le site accélérateur pendant le processus

• possible que si : rayon de giration < dimension du site (caractérisée par le rayon R)

• Impose une condition sur la rigidité magnétique : (avec des approximations):

• B.R > E/Z, B en µG, R en kpc, E en EeV

La recherche des sources potentielles se limite aux objets astrophysiques vérifiant cette condition

• Diagramme de Hillas



ZevatronsZevatrons

Pas beaucoup de survivants au critèreB.R > E/ZB.R > E/Z

Etoiles à NeutronGamma Ray BurstsNoyaux actifs de galaxieLobes RadioClustersGalaxies/Clusters en collision

Lignes diagonales : valeurs requises pour l’énergie en fonction de Z



Scenario « haut-bas », nouvelle physiqueScenario « haut-bas », nouvelle physique

Processus « haut-bas »• Désintégration de reliques de l’univers primordial,

produisant des protons, ou des flux de neutrinos et de gammas

• solution à l’énigme GZK • Mais dépendant de la nouvelle physique (GUT, SUSY)• ne peuvent être dissociés de la problématique de la matière

noire.

Désintégration des bosons Z0 ultra-relativistes

• produits de manière résonante par des collisions de neutrinos d'énergie 1021eV et des neutrinos d'énergie de l'ordre de l'eV.

• mécanisme supposant l’existence d’un flux important de neutrinos de très haute énergie dont la provenance reste à expliquer !



Scenario « haut-bas », nouvelle physiqueScenario « haut-bas », nouvelle physique

Les RCEE « superGZK » : des neutrinos• section efficace sur les nucléons N très fortement augmentée

à très haute énergie (1020 eV) pour atteindre des valeurs comparables à NN par des effets d’une ‘nouvelle physique’

Brisure de l’invariance de Lorentz à très haute énergie

• affecterait la cinématique des particules • seuil de la réaction conduisant à la perte d’énergie des protons

modifié les protons pourraient donc parcourir dans l'espace des distances cosmologiques

Autres hypothèses (liste non exhaustive !)• évaporation de micros trous noirs…• monopoles magnétiques de masse < 1010GeV accélérés dans

le champ magnétique galactique


Beaucoup de questions ouvertesBeaucoup de questions ouvertesForme du spectre autour et au delà de la coupure GZK : en accord avec la prédiction ou non ?

Si sources : Répartition des sources dans l'univers et dans le voisinage "GZK" de la terre (<50Mpc)

Si nouvelle physique, laquelle ?

Nature des rayons cosmiques (indispensable pour trier scenarios)

Pour répondre à ces questions, il faut collecter plus

d’événements et déterminer leur énergie, leur angle

d’arrivée, leur nature avec un maximum de précision possible

AUGER va résoudre l'énigme AGASA-HiRes• Quelle que soit la réponse de AUGER :

EUSO pourra étudier, en détail, la physique au delà de la coupure GZK



première observation depuis l’espace des première observation depuis l’espace des gerbes atmosphériques gerbes atmosphériques détection de détection de rayons cosmiques de très haute énergie rayons cosmiques de très haute énergie

Un projet pour détecter les Un projet pour détecter les rayons cosmiques depuis rayons cosmiques depuis

l’espacel’espace


EUSOEUSO

• Mesure du spectre en énergie

• Comparaison avec les résultats de l’expérience AUGER dans la région GZK

• Carte détaillée des directions d’arrivée et étude des anisotropies éventuelles

• Composition des primaires

• Détection de neutrinos de très haute énergie

Les objectifs scientifiques d’EUSOLes objectifs scientifiques d’EUSO

La physique des rayons cosmiques aux énergies extrêmes : 1020-1021 eV

L’astronomie par les RCEE et les neutrinos


EUSOEUSO

Grandes surface d’observation et masse de cible

Mesure de la fluorescence produite par les molécules d’azote excitées par les particules chargées de la gerbe

Détection du Cherenkov produit par les particules chargées relativistes et réfléchi (sol, nuages)

détection de photons dans l’UV (300-400nm)

Le Principe de détectionLe Principe de détection


EUSOEUSO

Les exigences requises pour le télescopeLes exigences requises pour le télescope• Observation d’une grande masse d’atmosphère • Sensibilité dans l’UV (330nm – 400nm)• Grande efficacité de collection de photons détecter la

faible quantité de lumière (fluorescence + Cherenkov) émise par les gerbes les moins énergétiques (seuil de détection)

• Détection de photons rapide, efficace et sensible au photon unique

• Bon rapport signal/bruit• Dynamique étendue (5.1019 - ~1021 eV)• Moyen de caractériser l’atmosphère

Toute la conception de l’instrument est conditionnée par l’optique

+ Contraintes sur le poids (1,5T) et la consommation (~1250W)


EUSOEUSO

Segment Sol : Portugal

Optique (lentilles de fresnel ≈ 2m) : USA

Electronique Analogique – Digitale : France - Italie

Mécanique : France - Italie

Photo-détecteurs ≈ 220 000 pixels : Japon

Le télescopeLe télescope


EUSOEUSO

Structure mécanique et optiqueStructure mécanique et optique


EUSOEUSO

Photomultiplicateurs multianodesPhotomultiplicateurs multianodes

R7600-M64

Flat Panel MAPMT R8400-M64/M256 (89%)

Nouveau développement (RIKEN):Meilleure efficacité de collection de photonsR8900-M16/M25/M36 (45% 85%)


EUSOEUSO

Mesure du temps d’arrivée des photons

Mesure de la position, corrélation xy

énergie, direction initiale et nature des RCEE.

Les mesuresLes mesures


EUSOEUSO

Le rôle crucial de l’atmosphèreLe rôle crucial de l’atmosphère

Calorimètre (production de gerbes)

Production du signal (fluorescence et Cherenkov)

Milieu de transfert du signal (atténuation)

Source de bruit de fond

trajectoire de l’ISS (±51° en 92mn) conditions atmosphériques très variables


EUSOEUSO

Les mesures de physique à réaliser Les mesures de physique à réaliser

Meilleure connaissance de la fluorescence• Etudes des raies de la fluorescence et de l'influence de P,

T et contaminants • Création de gerbes (50 GeV) et étude de la fluorescence

associée.

Validation de la détectabilité du Cherenkov• Étude de la lumière Cherenkov associée à une gerbe

atmosphérique • réflectivité (albédo) de la surface selon le type de terrain• conditions de transmission de la lumière à basse altitude • programme expérimental ULTRA

Mesure du bruit de fond lumineux (nocturne)


EUSOEUSO

Méthode d’évaluation des performances Méthode d’évaluation des performances attenduesattendues

Simulation de l’ensemble de détection

Les gerbes : leur développement est paramétré

La production des photons : Fluorescence et Cherenkov

Le transport dans l'atmosphère : Rayleigh, Mie, Ozone

L'optique : Transferts et aberrations

Les détecteurs : Filtres et efficacité quantique

Le déclenchement : Seuils et persistance


EUSOEUSO

Les performances attendues : efficacitéLes performances attendues : efficacité

Les nuages réduisent l'efficacité de ≈ 86% ≈ 53%


Les performances attendues : cycle utileLes performances attendues : cycle utile

Le télescope ne peut fonctionner que de nuit

cycle utile : fonction du "fond de photons" :• absence de lune, fond estimé (mesuré) :

300 ph/m2/nsec/sr• présence de la lune

limitation du cycle utile • 12.8% : lune est sous

l'horizon• 18% : ajout négligeable• 20% :

ajout < 100 ph/m2/nsec/sr.

EUSOEUSO

+ soustraction des nuits trop courtes <10% du cycle utile

Sélection stricteSoleil : zénith < 109.18° Lune : zénith < 109.18° cycle utile = 12.87%

Pas de bruit de fond venant de la lune, avec90° < zénith < 109.18° cycle utile = 17.96%

Si on accepte seulement 100ph/m2/ns venant de la lunecycle utile = 19.26%


EUSOEUSO

La résolution estiméeLa résolution estiméeEstimation statistique des erreurs

Résolution angulaire• ∆ < 1° si gerbe > 60°

• Cartographie des grandes gerbes

Résolution en énergie• Energie manquante, conversion énergie -> électrons• Méthode d’extraction• Fluorescence• Correction des effets de l’atmosphère• Optique + détecteur• Estimation :~ 30 %


Gerbes horizontales et neutrinosGerbes horizontales et neutrinos

Longueur de développement d'une gerbe dépend de la masse rencontréeLa production de la fluorescence ne dépend que de la distance (altitude <15km)

largeur de la gerbe fonction de l'altitude.

EUSOEUSO

Extrêmement faible probabilité d'observer une gerbe (≈ horizontale) produite par un proton ou un noyau avec un maximum en dessous de 10 km.Mais probabilité maximale pour les neutrinos.


EUSOEUSO

Où en est le projet EUSOOù en est le projet EUSO

InternationalInternationalLa NASA a donné son accord pour le passage en phase B d’EUSO (si ESA ok)

La NASDA aussi

L'Allemagne participe officiellement à EUSO ainsi que la Suisse (étude du Lidar)

ESAESAEUSO dépend de 2 directions à l'ESA: Science et Vols habités

La phase A de l'ESA s’est terminée et le feu vert pour démarrer la phase B sera (éventuellement) donné en février


EUSOEUSO

Conclusions et perspectivesConclusions et perspectives

La physique d’ EUSO est aux frontières de la "nouvelle physique" et de la compréhension de notre univers, via ses manifestations les plus énergétiques.

EUSO sera capable, après AUGER, d'étudier la physique au-delà des 1020 eV avec une statistique importante (flux, corrélations, cartographie…)

L’astrophysique des neutrinos de haute énergie est possible

Des améliorations de la détection devrait permettre un abaissement du seuil de détection ≈ 2-3 1019 eV.

Si tout va bien …. Installation en 2010

Le détecteur EUSO représente la première Le détecteur EUSO représente la première

génération de détecteurs spatiaux utilisant génération de détecteurs spatiaux utilisant

l'atmosphère comme détecteur : les USA et l'atmosphère comme détecteur : les USA et

le Japon étudient déjà la prochaine le Japon étudient déjà la prochaine

génération.génération.

Le but de ces projets est d’obtenir Le but de ces projets est d’obtenir

les informations nécessaires à la les informations nécessaires à la

compréhension du (ou des) compréhension du (ou des)

phénomènes physiques phénomènes physiques

fondamentaux à l’origine des fondamentaux à l’origine des

énergies extrêmesénergies extrêmes

Corinne Bérat Laboratoire de Physique Subatomique et de Cosmologie, Grenoble.

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