Ecole de Gif 2006Montpellier Méthodes expérimentales pour l’étude du rayonnement cosmique Bernard Degrange Laboratoire Leprince-Ringuet Ecole Polytechnique.

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2 Ecole de Gif 2006Montpellier 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 glaciaire ou marin comme détecteur (ν)  Perspectives

3 Ecole de Gif 2006Montpellier 4. L’ATMOSPHÈRE COMME DÉTECTEUR Expériences

4 Ecole de Gif 2006Montpellier 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

5 Ecole de Gif 2006Montpellier 4.a L’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

6 Ecole de Gif 2006Montpellier 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

7 Ecole de Gif 2006Montpellier Télescopes à effet Tcherenkov : détermination du seuil  Augmenter la surface de collection des photons ≈ surface du réflecteur A col  Augmenter efficacité de détection 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)→ miroir isochrone, déclenchement rapide  L’angle solide ΔΩ dans lequel on intègre le signal de photons ne doit pas dépasser la taille angulaire Ω g 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). Lumière de fond de ciel ~ 10 12 photons m -2 sr -1 s -1

8 Ecole de Gif 2006Montpellier Télescopes d’imagerie actuels Expérience Nombre de télescopes Diamètre du réflecteur (m) Site CANGAROO III 410Australie HESS I412Namibie MAGIC1→217Canaries VERITAS2→ 412Arizona

9 Ecole de Gif 2006Montpellier VERITAS CANGAROO III MAGICHESS I

10 Ecole de Gif 2006Montpellier Télescopes d’imagerie : les caméras Expérience Nombre de pixels Taille des pixels Champ de vue (Ø) CANGAROO III 5520.115°3° HESS I9600.16°5° MAGIC396+1800.08°-0.12°4° VERITAS4990.15°3.5°

11 Ecole de Gif 2006Montpellier Télescopes d’imagerie : caméras à haute définition VERITAS MAGIC

12 Ecole de Gif 2006Montpellier 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 analogique dans la caméra (échantillonnée au GHz)  Signal analogique intégré sur 12 ns → ADC

13 Ecole de Gif 2006Montpellier 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.

14 Ecole de Gif 2006Montpellier 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%)

15 Ecole de Gif 2006Montpellier Systèmes stéréoscopiques de télescopes à effet Tcherenkov  Mesure directe de l’ 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)

16 Ecole de Gif 2006Montpellier 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

17 Ecole de Gif 2006Montpellier Seuils en énergie des télescopes d’imagerie  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. H.E.S.S.

18 Ecole de Gif 2006Montpellier Sensibilités des télescopes d’imagerie actuels

19 Ecole de Gif 2006Montpellier Vers des seuils entre 20 et 50 GeV : H.E.S.S. II

20 Ecole de Gif 2006Montpellier L’ère de GLAST, MAGIC et H.E.S.S. II

21 Ecole de Gif 2006Montpellier 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

22 Ecole de Gif 2006Montpellier 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 m 2  Il faut alors séparer les faisceaux des différents héliostats → optique secondaire  Un phototube par héliostat.

23 Ecole de Gif 2006Montpellier CELESTE (France) 53 ×54 m 2 STACEE (USA) 64 × 40 m2 CACTUS (USA) 160 × 40 m2

24 Ecole de Gif 2006Montpellier 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 )

25 Ecole de Gif 2006Montpellier 4.a2 Détecteurs à grand champ de vue  On détecte au sol les particules chargées 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)

26 Ecole de Gif 2006Montpellier Expériences d’astronomie gamma à grand champ de vue Tibet Scintillateurs « Piscine » (détecteur Tcherenkov à eau)

27 Ecole de Gif 2006Montpellier … et bientôt : ARGO-Yang Ba Jing (2006) Gain d’un facteur (× 3) en sensibilité

28 Ecole de Gif 2006Montpellier 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

29 Ecole de Gif 2006Montpellier 4.b Les expériences sur les rayons cosmiques d’énergie ultra-haute  Les flux extrêmement faibles → surfaces énormes à baliser 1 événement par km 2 par an à 10 19 eV 1 événement par km 2 par siècle à 10 20 eV si spectre différentiel en E -3  La complexité des gerbes géantes : 3 × 10 10 γ, e ±, μ ± de plus de 200 keV à 10 19 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). 4.b1 Les défis expérimentaux

30 Ecole de Gif 2006Montpellier 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)

31 Ecole de Gif 2006Montpellier 4.b2 Deux expériences à résultats contradictoires AGASA et HiRes  AGASA (Akeno Giant Air Shower Array) Réseau de scintillateurs : 110 stations de 2,2 m 2 Surface balisée 100 km 2 ΔE/E ≈ 30% et Δ θ ≈ 3° à 10 19 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 angulaire Δθ ≈ 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.

32 Ecole de Gif 2006Montpellier AGASA : le spectre (× E 3 ) 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

33 Ecole de Gif 2006Montpellier Fly’s Eye et HiRes : le spectre (× E 3 )  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

34 Ecole de Gif 2006Montpellier 4.b3 L’observatoire Pierre Auger  Disposer d’une statistique suffisante ~ 250 événements par an de E > 4 × 10 19 eV ~ 30 événements par an de E > 10 20 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.

35 Ecole de Gif 2006Montpellier L’observatoire Pierre Auger dans sa configuration finale

36 Ecole de Gif 2006Montpellier 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

37 Ecole de Gif 2006Montpellier 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 »

38 Ecole de Gif 2006Montpellier L’observatoire Pierre Auger : le réseau de surface Dépendances temporelles des signaux des cuves à différentes distances d’impact (Muons survivants)

39 Ecole de Gif 2006Montpellier Réseau de surface : l’acceptance Surface effective de détection / S max (E>3EeV) fonction de l’énergie primaire pour les protons, à différents angles zénithaux

40 Ecole de Gif 2006Montpellier 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 n p de particules pour les signaux faibles ; la simulation donne la distribution du signal à n p 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 »

41 Ecole de Gif 2006Montpellier 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(S théo /S(1000)) avec log(r).  Le paramètre r s 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.

42 Ecole de Gif 2006Montpellier 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 E 0, S(1000) dépend de l’épaisseur d’atmosphère traversée, donc de l’angle zénithal θ. → Facteur correctif dépendant de θ et déterminé expérimentalement …

43 Ecole de Gif 2006Montpellier 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 θ Δθ (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 S 0 de S(1000). À l’angle zénithal θ (à Δθ près), le taux d’événements pour lesquels S(1000)>S 0 vaut :  L’intensité I(η > η 0 ) doit être indépendante de θ (« coupure à intensité constante ») et, pour une valeur fixée de l’estimateur, la coupure S 0 en S(1000) doit dépendre de θ de façon que :

44 Ecole de Gif 2006Montpellier Réseau de surface et estimateur d’énergie (4) L’estimateur S 38  On choisit des intervalles égaux en sin 2 θ et, dans chacun, pour une valeur donnée de S(1000) à l’angle médian de 38° (qui sert de référence), on détermine expérimentalement S 0 (θ) tel que :  On construit la « courbe d’intensité constante » CIC(θ) = S(1000)/S 0 (θ) et l’estimateur d’énergie est par suite η ≡ S 38 = 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

45 Ecole de Gif 2006Montpellier Réseau de surface et estimateur d’énergie (5) De S 38 à l’énergie reconstruite  Il reste à étalonner S 38 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 S 38 est exprimée en VEM : E 0 (en EeV) = 0,16 S 38 1,06

46 Ecole de Gif 2006Montpellier 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.

47 Ecole de Gif 2006Montpellier 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

48 Ecole de Gif 2006Montpellier Reconstruction des événements hybrides  Le profil longitudinal obtenu par le détecteur de fluorescence donne la profondeur X max 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. E tot /E déposée

49 Ecole de Gif 2006Montpellier 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 S 38 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 E 0.  Progrès importants à venir avec des mesures complémentaires et l’augmentation importante de la statistique d’événements hybrides.

50 Ecole de Gif 2006Montpellier 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 km 3 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.

51 Ecole de Gif 2006Montpellier L’observatoire Auger peut aussi détecter des neutrinos ultra-énergétiques : cas des ν τ  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 10 18 eV.  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 ν τ allant de 2×10 17 eV à 6×10 18 eV.  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.

52 Ecole de Gif 2006Montpellier L’observatoire Auger : sensibilité aux neutrinos ultra-énergétiques  Interactions de neutrinos dans l’atmosphère à très grand angle zénithal : quelques 10 km 3 d’eau équivalents.  Interactions dans la Terre de ν τ ascendants à moins de 2° de l’horizontale : ~ 1000 km 3 d’eau équivalents, pour E ν ~3×10 18 eV.

53 Ecole de Gif 2006Montpellier Au-delà de l’ère « Auger » : les gerbes géantes vues depuis l’espace  EUSO (Extreme Universe Spatial Observatory), projet d’«œil de mouche» à bord de la station spatiale internationale.  Un seul œil mais, pour lever la « dégénérescence » {R p,ψ}, on utilise le très intense signal Tcherenkov collimé le long de la gerbe, qui, lors de l’impact au sol (ou plus souvent sur la mer) renvoie une partie de la lumière vers le détecteur (albedo du sol ou de la mer)  Dans le plan focal du télescope spatial, le point terminal de la gerbe est caractérisé par un signal nettement plus intense.  Cette signature de l’impact et le temps correspondant complètent l’information du mouvement de la tache lumineuse (χ i = f(t i )) pour reconstruire la gerbe géométriquement.

54 Ecole de Gif 2006Montpellier 5. LE MILIEU GLACIAIRE OU MARIN COMME DÉTECTEUR DE NEUTRINOS

55 Ecole de Gif 2006Montpellier 5. Le milieu glaciaire ou marin comme détecteur de neutrinos  Les défis de l’astronomie des neutrinos de très haute énergie Faibles probabilités d’interaction et faibles flux La détection par les muons ascendants Dimensionnement d’un télecope à neutrinos  Principe des détecteurs optiques Historique Reconstruction des muons Glace ou eau ? Expériences actuelles ou en construction  Vers des détecteurs de neutrinos d’énergie ultra-haute Radio-détection de cascades dans la glace Un exemple : l’expérience RICE Vers de nouveaux projets plus sensibles

56 Ecole de Gif 2006Montpellier 5.a Les défis de l’astronomie des neutrinos de très haute énergie 5.a1 Faiblesse des interactions et des flux  Non seulement les flux attendus sont faibles (cf les flux de gamma au TeV : Φ Crabe (>1TeV) = 2×10 -11 cm -2 s -1 ) …  … mais la section efficace varie de 10 -35 cm 2 à 1 TeV à 10 -33 cm 2 à 1 PeV.  Nécessité d’une énorme masse de cible → le détecteur doit être un milieu naturel (eau ou glace).  ν μ + N → μ + … On se contente le plus souvent de détecter le muon. Crt. neutre Crt. chargé Total

57 Ecole de Gif 2006Montpellier 5.a2 La détection par les muons ascendants  Le parcours moyen du muon dans l’eau ou dans la glace est de l’ordre de 2 km pour E ν ≈ 1 TeV et de l’ordre de 20 km pour E ν ≈ 1 PeV.  En ne détectant que le muon, on accroît la longueur de la cible par le parcours potentiel du μ.  Dans un milieu transparent (eau ou glace), on détecte la lumière Tcherenkov produite par le muon. Parcours moyen du muon Eau Glace

58 Ecole de Gif 2006Montpellier La détection par les muons ascendants  En ne détectant que le muon, on fait une erreur sur la direction du neutrino incident qui limite la résolution angulaire aux basses énergies : ≈ 2,6° (100 GeV/E) ½  Pour éliminer les μ pénétrants (μ↓) venant des gerbes atmosphériques produites directement au-dessus du détecteur, on se restreint aux muons ascendants (μ↑) grâce au caractère directionnel du phénomène Tcherenkov…  … mais les neutrinos produits dans les gerbes atmosphériques à d’autres endroits de la Terre peuvent produire des muons ascendants : c’est le fond inévitable de neutrinos atmosphériques …  … et le rapport (μ↓/μ↑) ~ 10 6 à 2500 m de profondeur impose une qualité de reconstruction exceptionnelle.

59 Ecole de Gif 2006Montpellier Le fond inévitable de neutrinos atmosphériques μ↓ (μ atm.) μ↑ (ν atm.) μ↑ (ν extra-terrestre) Φ ν atm (>1 TeV) ≈ 4×10 -9 cm -2 s -1 sr -1 Φ μ (ν atm, >1 TeV) ~ 10 -14 cm -2 s -1 sr -1

60 Ecole de Gif 2006Montpellier 5.a3 Dimensionnement d’un détecteur de neutrino  Le rapport du flux de muons au flux de neutrinos d’origine astrophysique est, pour E ν = 1 TeV, de l’ordre de 10 -6 :  Pour des sources de γ produits à partir de π 0 →γγ, le flux de neutrinos (produits par π ± →μ ± ν) est du même ordre que le flux de γ. Un flux de neutrino de 1 Crabe (Φ Crabe (>1TeV) = 2×10 -11 cm -2 s -1 ) donnera 6×10 -17 μ cm -2 s -1 = 19 μ km -2 an -1  Pour E ν = 1 PeV, on gagne un facteur 100 sur la section efficace et un facteur 10 sur le parcours du muon, mais on ne dispose que de modèles théoriques pour évaluer les flux à ces énergies … et surtout  … au PeV, la Terre devient opaque aux neutrinos.

61 Ecole de Gif 2006Montpellier Dimensionnement d’un détecteur de neutrino  Pour détecter presque à coup sûr une source au TeV comparable aux sources γ de l’intensité du Crabe (sous réserve d’un processus de production hadronique), une surface effective au moins de l’ordre du km 2 est nécessaire, mais …  … le nombre de muons produits par les neutrinos atmosphériques dans un cône de 1° de demi-angle au sommet est de quelques unités par an au- dessus du TeV pour une surface du km 2.  On pourra peut-être détecter certains phénomènes éruptifs (« flares »), qui, en astronomie γ, peuvent produire 5 à 10 fois l’intensité du Crabe pendant quelques jours (cf. blazars) …  … l’étiquetage en temps par les télescopes γ (dans l’espace ou au sol) d’un phénomène éruptif bref (sursaut γ ou éruption de blazar) permettra, dans ce cas, de travailler avec un fond réduit de neutrinos atmosphériques.  Dans le domaine du PeV, les neutrinos sont intéressants dans la mesure où l’astronomie gamma est limitée au PeV, énergie où l’Univers devient opaque aux γ qui produisent des paires e + e - sur le rayonnement cosmologique en micro-ondes, mais les flux de ν prédits sont très faibles.  Toutefois, un détecteur plus petit garde son intérêt dans un premier temps pour la mise au point des techniques de détection.

62 Ecole de Gif 2006Montpellier Longueur d’absorption des γ de haute énergie par le rayonnement électromagnétique TeV 1 Mpc PeV Longueur d’absorption en Mpc Énergie en eV

63 Ecole de Gif 2006Montpellier 5.b Principe des détecteurs optiques 5.b1 Historique  Années 1990-2000 : 1993 : Arrêt de DUMAND dans le Pacifique Première reconstruction de muons ascendants dus aux neutrinos atmosphériques (E μ↑ >10 GeV) par l’expérience du Lac Baïkal à 1100 m de profondeur : de NT36 en 1993 à NT200 en 1998. Premières expériences dans la glace du Pôle Sud : AMANDA-B4 à AMANDA-B10.  Depuis 2000 : détecteurs et projets de ~ 0,1 km 2 AMANDA II au Pôle Sud (1500 à 2000 m de profondeur) → 3369 μ↑ de ν atm. de 2000 à 2003 Projets en Méditerranée : ANTARES (près de Toulon à 2500 m de profondeur). Première ligne opérationnelle en Mars 2006. NESTOR (près de Pylos en Grèce) NEMO (R&D en Italie et test d’un site en Sicile)  Vers des détecteurs de 1 km 2 Ice Cube au Pôle Sud : le km 2 devrait être atteint en 2008 Projet Km3NET en Méditerranée en cours d’élaboration.

64 Ecole de Gif 2006Montpellier 5.b2 Reconstruction des muons  On déploie dans l’eau ou dans la glace des lignes portant une série de « modules optiques » contenant chacun un photomultiplicateur. Ci-contre : exemple d’ANTARES  On enregistre les temps d’arrivée de la lumière Tcherenkov produite par le muon (et les petites gerbes électromagnétiques qu’il produit dans le milieu), de même que les amplitudes.

65 Ecole de Gif 2006Montpellier Reconstruction du μ : cas idéalisé  Supposons que la trace du muon soit parfaitement rectiligne (sans gerbe sur son parcours) et que les PM ne reçoivent que de la lumière directe (absence de diffusion).  Sur une ligne (parallèle à Oz orienté vers le haut), le PM de cote z recevra un signal au temps  avec θ = angle du μ avec Oz (cos θ >0 pour μ↑)  ω = angle Tcherenkov  d = distance minimale entre le muon et la ligne  t 0 = temps du passage du μ à la distance minimale.  La courbe est une branche d’hyperbole qui permet en principe de déterminer θ, d et t 0. ANTARES 1 ère ligne 2006 (μ↓)

66 Ecole de Gif 2006Montpellier Reconstruction du μ : effets géométriques  Mais la branche d’hyperbole peut être quasi-rectiligne …  Même si d et θ peuvent être reconstruits, une seule ligne ne donne pas l’azimuth (symétrie de révolution) et, pour chaque azimuth, on a 2 directions de même θ.  Avec 2 lignes, on reconstruit en principe la droite à une symétrie près par rapport au plan des lignes. Il faut au moins 3 lignes pour lever l’ambiguïté.  Ensuite, les muons réels créent des gerbes sur leur parcours (petites gerbes fréquentes par production de paires, rarement de grosses gerbes par bremsstrahlung).

67 Ecole de Gif 2006Montpellier Reconstruction du μ : influence de la résolution temporelle  Enfin, la lumière diffusée dans le milieu arrive sur le PM avec retard et le signal en temps est plus mal défini si le milieu est diffusif. On doit procéder par un maximum de vraisemblance prenant en compte l’étalement temporel des signaux.  Compte-tenu de l’énorme rapport ( μ↓/μ↑), il faut atteindre des facteurs de rejet > 10 6 pour les μ↓. Antares : L diff > 100 m

68 Ecole de Gif 2006Montpellier Reconstruction du muon : mesure de l’énergie  À haute énergie, quand le muon ne s’arrête pas dans la zone instrumentée, on peut obtenir une estimation grossière de son énergie par la fréquence et l’intensité des petites gerbes électromagnétiques qu’il produit tout le long de son parcours …  … mais l’énergie n’est connue qu’à un facteur 3 ou 4 près. Amanda

69 Ecole de Gif 2006Montpellier 5.b3 Eau ou glace ? La glace ( AMANDA, Ice Cube )  Avantages : facilité de déploiement des lignes (forage par injection d’eau chaude sous pression) absence de signaux parasites (ni 40 K, ni bioluminescence) milieu très transparent (L attén. =105 m à 120 m)  Inconvénients milieu très diffusif (L diff.= 24 m) → élargissement temporel des signaux → résolution angulaire limitée ~ 2° ( AMANDA ), entre 0,7° et 1°pour Ice Cube AMANDA Ice Cube

70 Ecole de Gif 2006Montpellier L’eau : ANTARES  Avantages : Peu de diffusion et une transparence raisonnable L diff. >100 m et L attén. = 41 m pour ANTARES d’où une résolution angulaire de 0,25° sur le muon  Inconvénients : Difficultés de déploiement et de connexion Taux de comptage dû au 40 K et à la bioluminescence

71 Ecole de Gif 2006Montpellier 5.b4 Expériences actuelles ou en construction AMANDA II  Pôle Sud (base Amundsen- Scott) : profondeur 1500 m à 2000 m.  19 lignes, 10 m à 20 m d’espacement entre lignes.  677 PM au total.  Déclenchement : au moins 24 PM touchés en moins de 2,5 μs.  Surface effective : environ 0,1 km 2 pour des μ de 1 TeV

72 Ecole de Gif 2006Montpellier AMANDA II Derniers résultats : 3329 événements accumulés de 2000 à 2003, tous compatibles avec une origine de neutrinos atmosphériques.

73 Ecole de Gif 2006Montpellier Ice Cube  Pôle Sud (base Amundsen-Scott) : profondeur 1450 m à 2450 m.  80 lignes de 60 modules optiques chacune  125 m d’espacement entre lignes.  4800 PM au total.  Volume instrumenté : 1 km3  Détecteur de surface Ice Top : un détecteur Tcherenkov à glace à proximité de chaque trou abritant une ligne ; lecture par deux modules optiques  AMANDA II sera intégré dans Ice Cube et étendra ses capacités aux basses énergies.  Devrait être terminé en 2008.

74 Ecole de Gif 2006Montpellier Ice Cube Simulation d’un événement contenu : interaction d’un neutrino tau dans le volume instrumenté Simulation d’un muon ascendant de 6 PeV

75 Ecole de Gif 2006Montpellier Ice Cube : acceptance (surface effective)

76 Ecole de Gif 2006Montpellier ANTARES  En Méditerranée, au large de Toulon, à 2500 m de profondeur.  Liaison par câble électro-optique à la station de La Seyne-sur-Mer à 40 km.  Déploiement de lignes-tests (instrumentation, détecteurs optiques) en 2003 puis en 2005 → validation de certains aspects, identification des problèmes résiduels.  Première ligne complète déployée en Février 2006, fonctionne depuis Mars 2006.  12 lignes prévues à déployer sur 2006 et 2007

77 Ecole de Gif 2006Montpellier ANTARES  12 lignes, 75 PM par ligne  900 PM au total  60 à 80 m entre les lignes  Sur une ligne : 25 étages séparés par une distance de 14,5 m  Par étage : grappe de 3 PM orientés à 45° vers le bas  Système de mesure acoustique de positionnement  Lignes reliées à une boîte de jonction par un sous-marin télécommandé (ROV)

78 Ecole de Gif 2006Montpellier ANTARES : acceptance (surface effective pour les muons)

79 Ecole de Gif 2006Montpellier Autres développements en Méditerranée  NESTOR près de Pylos (S-O de la Grèce) : près de 4000 m de profondeur, à 30 km de la côte; tours dont les étages sont des structures en étoile : 6 bras en titane, chacun portant 2PM, un regardant vers le haut et un autre vers le bas; déploiement d’un étage à échelle réduite en 2003, qui a fonctionné pendant 2 mois.  NEMO près de Catane (Sicile) : Exploration d’un site proche de Capo Passero à 80 km de la côte à 3340 m de profondeur. Campagne de mesures sur site et R&D en vue du projet Km3NET.

80 Ecole de Gif 2006Montpellier Complémentarité entre Ice Cube et un détecteur comparable en Méditerranée (Km3NET)

81 Ecole de Gif 2006Montpellier Sensibilité des télescopes à neutrinos présents et futurs

82 Ecole de Gif 2006Montpellier 5.c Vers des détecteurs de neutrinos d’énergie ultra-haute  L’existence de protons ou noyaux cosmiques de plus de 10 18 eV jusqu’à au moins 10 20 eV implique celle de neutrinos d’énergie ultra-haute (interaction p + photon micro-onde →π ± →ν).  Au PeV, la Terre commence à devenir opaque aux neutrinos, d’où la nécessité de détecter les neutrinos autrement que par les muons ascendants : On va rechercher des événements contenus dans un grand volume >> km 3, préférentiellement des ν e (cascade électromagnétique + cascade hadronique déposant l’essentiel de l’énergie localement)… … et pouvant venir du haut … en utilisant la radio-détection dans la glace (effet Askaryan).

83 Ecole de Gif 2006Montpellier 5.c 1 Radio-détection de cascades dans la glace  Dans un milieu dense, l’émission radio des grandes gerbes de particules est due essentiellement à l’excès de charge négative (effet Askaryan) et à l’effet Tcherenkov associé.  La glace est un milieu favorable à la détection radio des gerbes en raison de sa grande longueur d’atténuation (~ 1 km au GHz, contre 100 m dans le domaine optique).  La cascade est relativement compacte (a = 2 m à 1 TeV) par rapport aux distances aux détecteurs (~ 1 km) et l’émission est cohérente jusqu’aux fréquences du GHz.  La cohérence implique que la puissance reçue croît quadratiquement avec l’énergie déposée → idéal pour les énergies ultra-hautes.

84 Ecole de Gif 2006Montpellier 5.c 2 Un exemple : l’expérience RICE  RICE (Radio Ice Cherenkov Experiment) au Pôle Sud sur le même site qu’AMANDA et Ice Cube.  18 antennes (récepteurs dipôles) répartis dans un cube de 200 m × 200 m × 200 m sous la surface à des profondeurs allant de 100 à 300 m.  Filtrage entre 200 et 500 MHz.  Étalonnage par 4 antennes émettrices dans le même volume.  Recherche d’interactions dans la glace de ν e ou anti-ν e venant du haut. RICE : vue de dessous

85 Ecole de Gif 2006Montpellier L’expérience RICE  Coïncidence entre 4 antennes dans 1,2 μs ; veto au moyen d’antennes au sol (cornets) pour réduire le bruit dû aux activités locales.  Bruits de fond : Activités humaines (origine essentiellement en surface) Bruit thermique  Reconstruction du vertex à partir des signaux d’antennes.  Volume effectif (acceptance) atteint 1km 3 à 300 PeV. Kravchenko et al. 2003

86 Ecole de Gif 2006Montpellier 5.c3 Vers de nouveaux projets plus sensibles ANITA ( Antarctic Impulsive Transient Antenna, Antarctique)  Radio-détection d’une cascade due à l’interaction d’un neutrino dans la glace à partir d’un ballon stratosphérique.  Vu du ballon à 37 km d’altitude, l’horizon est à 700 km et les antennes explorent une surface au sol de 1,5×10 6 km 2, soit (compte- tenu de L attén. ~1 km dans la glace) un volume de glace de 1,5×10 6 km 3.  Premier essai avec 2 antennes (“ANITA-lite”) en 2004, vol de 18,4 jours ; champ de vue des antennes limité à 170000 km 2.

87 Ecole de Gif 2006Montpellier GLUE (Goldstone Lunar Ultra-high Energy neutrino experiment)  Radio-détection d’une cascade due à l’interaction d’un neutrino dans les 10 m de couche superficielle de matériau lunaire (régolithe).  Détection au moyen de deux grands radio-télescopes distants de 22 km et reliés par fibre optique (JPL-NASA Deep Space Network à Goldstone, Californie).

88 Ecole de Gif 2006Montpellier Sensibilités dans le domaine des énergies ultra-hautes Sigl 2006

89 Ecole de Gif 2006Montpellier 6. PERSPECTIVES

90 Ecole de Gif 2006Montpellier Perspectives  Le problème de l’origine des rayons cosmiques est particulièrement difficile et les progrès ont été lents : dans le domaine spatial en raison des coûts et des long délais ; au sol parce que les expériences sont délicates et exigent une maîtrise parfaite de l’appareillage et un contrôle précis des bruits de fond.  Les 20 dernières années ont été marquées par un nouvel intérêt pour cette physique et par des développements instrumentaux qui ont apporté des gains spectaculaires en sensibilité et en qualité des résultats ; (voir pour comparer le cours de l’école de Gif 1985…)  On a déjà commencé à récolter des résultats emblématiques, par exemple en astronomie gamma au TeV, qui laissent présager un avenir plein de promesses.

91 Ecole de Gif 2006Montpellier Perspectives  Le retour des satellites consacrés aux rayons cosmiques chargés (PAMELA, AMS-2) après une interruption de près de 20 ans, va apporter une connaissance approfondie des spectres des différentes composantes (y compris les anti-particules) jusqu’au TeV.  En astronomie gamma, GLAST doit, à partir de 2007, décupler le nombre de sources dans le domaine du GeV, tandis que le futur grand réseau de télescopes Tcherenkov au sol (Cherenkov Telescope Array) devrait atteindre la sensibilité du milli-Crabe au TeV.  En 2007, l’observatoire Auger-Sud sera complet et, pour la première fois, on s’attaquera aux gerbes géantes avec un détecteur hybride et de surface suffisante. Après compréhension des effets systématiques, les premiers résultats orienteront la suite de cette enquête passionnante (site nord ou étude à partir de l’espace).  La construction de télescopes à neutrinos de sensibilité suffisante reste un défi majeur où les résultats sont moins garantis à court terme ; mais les développements entrepris restent des étapes obligatoires et de bonnes surprises restent possibles. Les résultats sur l’astronomie gamma et sur les rayons cosmiques ultra-énergétiques devraient permettre de mieux cibler les objectifs les plus accessibles.