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1 Trous noirs primordiaux, rayonnement cosmique et développements instrumentaux pour limageur Tcherenkov de lexpérience spatiale AMS Soutenance de thèse.

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1 1 Trous noirs primordiaux, rayonnement cosmique et développements instrumentaux pour limageur Tcherenkov de lexpérience spatiale AMS Soutenance de thèse Gaëlle Boudoul 30 Septembre 2003

2 2 Plan de lexposé Un nouveau détecteur de rayons cosmiques: AMS Présentation Le détecteur RICH Photodétection Prototypie Les rayons cosmiques comme sonde des trous noirs primordiaux Évaporation et conséquences observationnelles Fin de lévaporation? Conséquences cosmologiques (modèles inflationnaires – Matière noire)

3 3 Un nouveau détecteur de rayons cosmiques: AMS

4 4 Lexpérience AMS AMS-01: vol test en 1998En AMS-02 sur ISS!

5 5 Les enjeux de lexpérience AMS Recherche de la matière noire non baryonique Etude globale du rayonnement cosmique Astronomie Gamma Recherche dantimatière

6 6 TOF Hodoscopes (TOF & dE/dX) Cryostat & Aimant SC (B = 1T) Trajectomètre (P & dE/dX ) Calorimetre electrom. (ID em particules) RICH (particule ID A<~27, Z<~26) TRD e+/p & e-/p Discrim P<300GeV/c - Le spectromètre AMS-02 VETO 3m

7 7 Détection de particules

8 8 Potentialités dAMS-02 Recherche dantimatièreEtude du rayonnement cosmique Bouchet et al. Nucl. Phys A 688,417 (2001)

9 9 Calorimetre Photomultiplicateurs Radiateurs Miroir conique L'architecture du RICH Nombre de photons Z 2 Taille de lanneau V

10 10 Photodétection Guides de lumière Photomultiplicateur Hamamatsu R7900-M16 Électronique frontale Support flexible

11 11 Electronique frontale Mise en forme du signal physique puis échantillonnage du maximum Multiplexage des 2 16 voies Système à 2 gains ( 1 ou 5)

12 12 Caractéristiques générales DésignationMesureRequis Gamme dentrée0-36 pC (250 γe - )0 -36 pC Non linéarité gain1 Non linéarité gain5 ±0.5% ±0.25% ±1% Gain5/Gain15 ±1%- Bruit<0.05 γe - RMS<0.1 γe - RMS Puissance0.7mW/voie<1mW/voie

13 13 Simulation de leffet du « jitter » Distribution des temps darrivée du signal de déclenchement après le passage de la particule Erreur sur la mesure de la charge inférieure à 1%

14 14 Photomultiplicateurs Choix du pont diviseur Résistance totale : 80 MΩ puissance consommée limitée Répartition hybride compromis résolution/linéarité Composante négligeable du courant noir Mesures en fonction de la température Optimisation des guides de lumière Proposition dun traitement de surface (MgF2) limitant la réflexion Procédure détalonnage des 680 photomultiplicateurs

15 15 Effets du champ magnétique: Orientation dans la matrice Orient. 2 G F C B Orient. 1 H E D A Axe du PM : Perte du gain < 5% sous 300 Gauss négligeable Axe transverse : Perte de 20% ou de 95% suivant la direction Nécessité dorientation dans la matrice!

16 16 Linéarité Linéarité mesurée sur la dynamique du RICH : 1 à 300 photoélectrons Vérifications préalables des filtres optiques et de lacquisition Simulation Pas de dégradation de la résolution en charge Étude en cours sur données réelles (prise en compte de la largeur temporelle de lémission Tcherenkov)

17 17 Prototypie Tests réalisés en cosmiques et en faisceau Etalonnage des photomultiplicateurs (LED) Dispersion des gains 20%

18 18 Tests en faisceau Composition en charge des fragments Rayonnement cosmique Des anneaux!

19 19 Résolution en vitesse RadiateurIndiceRésolution ( ) Matsushita Matsushita Novosibirsk Novosibirsk Stabilité à long terme de laérogel vérifiée sur le premier prototype T. Thuillier, F. Malek, G. Boudoul et al. NIM A (2002) Analyse en cours AMS-RICH Collaboration Thèse de B. Baret

20 20 Résolution en charge Analyses en cours AMS-RICH Collaboration Prise en compte de la non–linéarité des photomultiplicateurs Résolution sensiblement pas dégradée Bonne résolution des pics ΔZ0.2 pour lhélium

21 21 Résultats Analyse des données Choix de laérogel Perfectionnement de la simulation Optimisation de lélectronique Correction de diaphonie (changement de résistance) Rémanence dévènements et dérive des piédestaux avec la fréquence Séquence logique modifiée

22 22 Les rayons cosmiques comme sonde des trous noirs primordiaux

23 23 Astrophysique des trous noirs Trous noirs stellaires: Effondrement gravitationnel d'étoiles Masse typique: quelques masses solaires Trous noirs supermassifs: Peuplent le centre des galaxies Masse typique: plusieurs millions de masses solaires Trous noirs primordiaux: Formés dans l'Univers très jeune Masse arbitrairement faible (jusqu'à la masse de Planck)

24 24 Motivations S. Hawking Évaporation des trous noirs (composante du rayonnement cosmique) Conséquences observationnelles État final de l'évaporation? Reliques? Matière noire? Fluctuations de densité Contraintes sur lUnivers primordial

25 25 Loi d'évaporation de Hawking Température effective: Taux d'évaporation (par unité de temps et d'énergie) Energie de la particule Probabilité d'absorption Plus le rayon de Schwarzschild est petit, plus grande est la gravité de surface, plus l'évaporation est importante

26 26 Coefficients d'absorption Limite optique

27 27 Taux de perte de masse Par integration du spectre de Hawking: Phénomène divergent lorsque M 0

28 28 Fonction Alpha(M)

29 29 Emission individuelle en antiprotons Spectre différentiel d'émission en antiprotons d'énergie E par un jet de quark j d'énergie Q provenant de l'évaporation d'un trou noir de température T Degrés de liberté accessibles, dépendent de T Fonction de fragmentation différentielle

30 30 Fonctions de fragmentation Nombre d'antiprotons d'énergie comprise entre E et E+dE créés par un jet de partons d'énergie Q Énergie Q du jet Énergie E de l'antiproton émergeant Monte-Carlo PYTHIA/JETSET (modèle de Lünd)

31 31 Effet cumulatif des sources Convolution du spectre individuel avec le spectre de masse Spectre initial: Aujourd'hui: Loi dévolution (Hawking) Masse initiale d'un trou noir ayant terminé aujourd'hui son évaporation

32 32 Contribution des différentes gammes de masse (1) (2) (3) (4) Contribution essentielle: Masses de trous noirs entre et g FLUX Énergie cinétique des antiprotons (GeV) (1) (2) (3) (4) Flux total

33 33 Propagation des rayons cosmiques dans la Galaxie L: Taille du halo K 0 et Coefficient de diffusion K(E)=K 0 R V c : vitesse de convection V a : Vitesse de Alfven D. Maurin et al. ApJ 555, 585 (2001)

34 34 s Equations de diffusion Symétrie cylindrique Développement en série de Bessel Antiprotons primaires Antiprotons secondaires Terme source: Provenant des interactions des protons et des héliums des rayons cosmiques et du milieu interstellaire dans le disque galactique D. Maurin, R. Taillet, F. Donato, P. Salati, A. Barrau, G. Boudoul, Article de Revue pour le livre « Recent Developments in Astrophysics », Research Signpost

35 35 Sources des secondaires Interactions p-p: Interactions p-He, He-p et He-He: évaluées par Monte Carlo (DTUNUC) (modèle Dual partonique) Section efficace de production

36 36 Sans oublier.... Composante tertiaire: Pertes dénergie et réaccélération diffusive:

37 37 Flux d'antiprotons secondaires Données expérimentales Flux d'antiprotons Composante p-p Composante He-He Composante He-p Composante p-He F.Donato, D. Maurin, P. Salati, A. Barrau, G. Boudoul, R.Taillet A&A 563, 172 (2001)

38 38 Spectre Top of atmosphere Incertitudes astro + nucléaires Variation de la densité de trous noirs primordiaux Données expérimentales

39 39 Limite supérieure sur la densité de trous noirs primordiaux Taille du halo (kpc) (g/cm 3 ) 2 Limite sup. sur A. Barrau, G. Boudoul et al. A&A 388, 676 (2002)

40 40 Autre sonde : les rayons gamma Données Flux EGRET à 100 MeV Bruit de fond gamma (Pavlidou & Fields, ApJ 575, L5- 8 (2002)): - galaxies - quasars Émission des trous noirs primordiaux (directe + désintégration des pions neutres), après intégration sur le décalage spectral, évolution et absorption) : PBH < –9 A. Barrau & G. Boudoul, ICRC 2003 proc., [astro-ph/ ] +

41 41 Espoir de détection? Antideutérons Très faible bruit de fond dantideutérons secondaires Quelques événements attendus dans l'expérience spatiale AMS, dépendant de la taille du halo L, de l'impulsion de coalescence P

42 42 Evaporation en antideutérons Fonction de fragmentation en antideutérons évaluée par modèle de coalescence pour un rayon P 0 P0P0

43 43 Flux d'antideutérons Evaporation Dbars secondaires Fenêtre de détection Réévaluation du flux secondaires en cours Repeuplement à basse énergie par la composante tertiaire

44 44 Espace de paramètres {L - P 0 - L (kpc) g/cm 3 ) P 0 (MeV/c) Zone exclue par AMS en cas de non détection A. Barrau, G. Boudoul, et al. A&A 398, 403 (2003)

45 45 Sonde de la gravité quantique: Trous noirs Einstein-Dilaton- Gauss-Bonnet Action Relativité Générale Champ scalaire (dilaton) Terme de Gauss-Bonnet (ordre supérieur en courbure) Terme de couplage oùoù

46 46 Fonctions métriques revisitées M/Mpl et

47 47 Masse M Evaporation classique (Hawking) Gauss-Bonnet black hole (photons) A. Alexeyev, A. Barrau, G. Boudoul, et al. Astronom. Lett 28, 428 (2002)

48 48 Conséquences Arrêt de lévaporation à une masse de quelques masses de Planck (résultat valide en tenant compte des perturbations temporelles, des champs de moduli et des termes de corrections supérieures) Flux intégré de ces reliques: A. Alexeyev, A. Barrau, G. Boudoul, et al. Class. Quantum Grav. 19, 4431 (2002)

49 49 Bump dans la variance de masse Formation par phénomène near-critic 0.35 Blais, Bringmann, Kiefer, Polarski Phys. Rev. D 67 (2003) HYPOTHESES: Conséquences cosmologiques Archeops + WMAP : spectre de fluctuations invariant déchelle (n=1.02 ±0.03) Brisure de linvariance déchelle (BSI) k et p(k)

50 50 Contrainte gravitationnelle Contrainte Antiprotons Mpeak (g) A. Barrau, D. Blais, G. Boudoul, D. Polarski, Phys. Lett. B, 551, 218 (2003) Contraintes sur la fraction

51 51 Dans le cadre des modèles BSI, les trous noirs primordiaux peuvent être reconsidérés comme candidats CDM dans deux scenario différents: Investigations expérimentales possibles au-delà de g par la détection dondes gravitationnelles. Si M RH très grande (supérieure à g), les trous noirs peuvent être de bons candidats Pour M H,e = g p Matière noire

52 52 Si M RH petite (inférieure à 10 9 g), reliques stables peuvent devenir de bons candidats A. Barrau, D.Blais, G. Boudoul, D. Polarski Soumis au journal Annalen der Physic [astro-ph/ ] For M rel =M P < p < Reliques: matière noire?

53 53 Conclusions et Perspectives RICH dAMS en phase finale Électronique testée et validée Photomultiplicateurs étalonnés (Champ magnétique, linéarité, courant noir,…) Procédure détalonnage des 680 modules Tests de validation au CERN en Octobre Lexpérience AMS Intégration en 2005 Données en 2006, patience… Précieuses informations sur les rayons cosmiques (composition, propagation, structure de la galaxie (bulle locale), modulation solaire…) Détection des trous noirs primordiaux (antideutérons …), neutralino?, antimatière?…. SURPRISES !

54 54 Conclusions et Perspectives Trous noirs primordiaux Spectre dévaporation en antiprotons, rayons gamma et antideutérons Contraintes observationnelles: PBH < –9 Révision du spectre de Hawking à faible masse Masse minimale et arrêt de lévaporation Etude de la formation contraintes sur le spectre de puissance aux très petites échelles, nouveau candidat matière noire Lieu où la gravité quantique est à lœuvre Création au LHC (si dimensions supplémentaires) structure de notre espace-temps révélée!


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