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

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

2 2 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04Résumé Pour explorer le domaine des processus dénergies les plus élevées se produisant dans notre univers, une mission est en cours dorganisation dans la future Station Spatiale Internationale, cest EUSO, lObservatoire Spatial Européen de lUnivers Extrême

3 3 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Plan du cours Quappelle-ton « énergie extrême » ? Lhistoire 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

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5 5 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Quappelle-t-on énergie extrême ? Energie 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 Lélectron-volt (eV) est lénergie acquise par un électron qui passe, dans le vide, dun point à un autre ayant une différence de potentiel de un volt. 1 eV = 1,602 · 10 –19 J 0, J

6 6 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Quappelle-t-on énergie extrême ? eV, keV, MeV... ZeV 1 eV = 1,602 · 10 –19 J Besoin dautres unités ! o1 000 eV = 1 keV o eV = 1 MeV o eV = 1 GeV o eV = 1 TeV o… o10 18 eV = 1 EeV o10 21 eV = 1 ZeV

7 7 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Quappelle-t-on énergie extrême ? Energie des particules dans la nature 0,03 eV énergie dune molécule doxygène ou dazote dans lair 0,67 eV énergie nécessaire à un proton ou un neutron pour échapper à lattraction terrestre 1000 – eV, eV énergie typique dun électron dans une aurore polaire …dun X dune radio dentaire ! MeV énergie des particules émises par les éléments radioactifs GeV Domaine dénergie couvert par les rayons cosmiques

8 8 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Quappelle-t-on énergie extrême ? Energie des particules dans les accélérateurs (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 GeV (14 TeV).

9 9 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Quappelle-t-on énergie extrême ? 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 degrés conditions existantes 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 !!!

10 10 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Quappelle-t-on énergie extrême ? Energie 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 lénergie du futur LHC : 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 eV = GeV

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12 12 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Lhistoire des rayons cosmiques Contexte scientifique au 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 FaradayMaxwell Hertz

13 13 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Lhistoire des rayons cosmiques 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 jusquà Von Laue (1912) Radioactivité Découverte par Becquerel en 1896 (uranium) P. et M. Curie, E. Rutherford et P. Villard comprennent quil y a plusieurs types de radioactivité ( )

14 14 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Lhistoire des rayons cosmiques Découverte 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.électroscopes 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 dépaisseur datmosphère, il ny a que la moitié du rayonnement qui passe.) Donc « ça » vient d'au dessus…

15 15 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Lhistoire des rayons cosmiques Lélectroscope Électroscope chargé les « bras » se repoussent Soumis à un rayonnement énergétique, lair se trouve partiellement ionisé et les charges sont évacuées Lélectroscope se décharge dautant plus vite que le rayonnement est plus intense

16 16 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Lhistoire des rayons cosmiques Découverte des rayons cosmiques 1912 : Victor Hess monte en ballon à 5350 m : découverte du rayonnement cosmique : Kolhörster monte à 9 Km

17 17 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Lhistoire 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 cest de la matière grâce aux chambres à brouillard chambres à brouillard mais rien ny fait… : Compton (un autre prix Nobel) fait rendre raison à Millikan, grâce à leffet de latitude (effet du champ magnétique terrestre) : il envoie 60 chercheurs dans le monde le vérifier…

18 18 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Lhistoire des rayons cosmiques Chambre 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.

19 19 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Lhistoire des rayons cosmiques Découverte 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 lélectron mais 200 fois plus massif 1947 : pion –au pic du Midi

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21 21 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques Nature des rayons cosmiques particules ordinaires : noyaux, électrons, photons, neutrinos Composition : Les rayonnements cosmiques représentent 1/3 de la radioactivité naturelle totale Cas des neutrinos : milliards de traversent votre corps chaque seconde Un seul arrêté par votre corps pendant toute votre vie 99% de noyaux 1% délectrons 1% de noyaux lourds 89% de H 10% de He ~ composition de la matière de l'univers

22 22 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques Rayons cosmiques primaires et secondaires Primaire toute particule qui arrive sur terre venant de lespace Secondaire Particules détectées sur terre = principalement produits dinteraction de rayons cosmiques primaires avec la partie supérieure de latmosphère appelés « secondaires » –Essentiellement des muons, des électrons, des photons Les rayons cosmiques secondaires sont –des particules –venant des couches supérieures de latmosphère Les RC secondaires sont produits par de véritables rayons cosmiques ! Doù viennent-ils ?

23 23 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Origine des rayons cosmiques Particules 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) Les rayons cosmiques Supernova 1987A – image dHubble

24 24 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques Propagation des rayons cosmiques Lorigine des cosmiques chargés reste encore hypothétique Impossible de repérer la source dun cosmique chargé du fait quil a traversé le champ magnétique de la galaxie, voire le champ magnétique intergalactique ! Champs magnétiques galactiques -> estimations –De lordre du microgauss –Dintensité variable selon la position Intergalactiques Incertitude bien plus grande –De lordre du nanoGauss (?)

25 25 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques Propagation des rayons cosmiques Rayon gyromagnétique R gyro = E/B : rayon du cercle décrit par la particule dénergie E, en négligeant le rayonnement de freinage, dans un champ uniforme B Angle dinflexion Après avoir parcouru une distance d perpendiculairement au champ, la particule a infléchi sa trajectoire dun angle = d/R gyro = dB/E. En unités appropriées, ceci donne :

26 26 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques Des 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.

27 27 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques Les rayons cosmiques aujourdhui 1 particule par m 2 par sec Le « genou » 1 particule par m 2 par an La « cheville » 1 particule par km 2 par an modulation solaire détection directe ballons, satellites détection indirecte grandes gerbes Le flux mesuré sétend sur 32 ordres de grandeurs : De la taille dun cheveu à 10 milliards dannée lumière Lénergie mesurée sétend sur 12 ordres de grandeur De la taille dun cheveu à km Flux : 4 RC /cm 2 /s ~ 1 kg/an, << tonnes/an (météorites).

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29 29 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les grandes gerbes atmosphériques Découverte des gerbes atmosphériques Ce sont des averses soudaines de particules, résultant dun seul rayon cosmique initial dénergie colossale. découvertes par Pierre Auger en 1938, au laboratoire Jean Perrin au JungFraujoch

30 30 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les grandes gerbes atmosphériques Découverte des gerbes atmosphériques Pierre Auger, Académie des Sciences, séance du 18 Juillet 1938 : « On voit daprès ces résultats que les averses soudaines de rayons cosmiques décrites ici peuvent couvrir des surfaces de lordre de 1000 m2, et comportent donc plusieurs dizaines de milliers de corpuscules, dont une moitié environ peut traverser 5cm de plomb »

31 31 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les grandes gerbes atmosphériques Cascades de particules Gamma e+, e- muons

32 32 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les grandes gerbes atmosphériques Energie et taille stupéfiantes Energie initiale supérieure à eV ! vitesse relativiste 1 km correspond à 1 mm et 1 seconde à 3 semaines. Domaine d'énergies supérieures à 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 km 2. EXTREMEMENT RARE : flux de lordre de 1 RC/km 2 /siècle

33 33 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les grandes gerbes atmosphériques Moyens de détection trop 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 eV) 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.

34 34 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les grandes gerbes atmosphériques Détection des gerbes par la détection des particules 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. Type de détecteurs utilisés : scintillateurs, détecteurs cherenkov scintillateursdétecteurs cherenkov

35 35 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les grandes gerbes atmosphériques Scintillateurs Les scintillateurs (ou détecteurs à scintillation) sont faits dans un plastique spécial, scintillant. L orsque 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.photomultiplicateur

36 36 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les grandes gerbes atmosphériques PhotoMultiplicateurs (PM) Comme son nom lindique, 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

37 37 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les grandes gerbes atmosphériques 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.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.

38 38 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les grandes gerbes atmosphériques Effet Cherenkov Effet Cherenkov découvert et interprété par le physicien russe Pavel Cherenkov, et qui lui a valu le prix Nobel en 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 v est 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

39 39 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les grandes gerbes atmosphériques Détection des gerbes par la détection de la 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 dune lumière de très faible intensité, dans lUV ( 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.

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41 41 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes Les premières détections Volcano Ranch (US, 59-63) Premier réseau géant de détecteurs 19 détecteurs répartis sur 8 km 2 –Compteurs en plastique scintillant (communément appelés « scintillateurs ») de 3.3 m2 1 rayon cosmique dénergie supérieure à eV

42 42 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes Les premières détections Haverah Park (UK, 67-87) Réseau de détecteurs Cherenkov à eau sur 12 km 2 Yakutsk (Sibérie, 70-95… ) Scintillateurs + détection de la lumière Cherenkov émise dans lair 4 rayons cosmiques dénergie supérieure à eV 1 rayon cosmique dénergie supérieure à eV

43 43 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes 1 rayon cosmique dénergie de eV Les premières détections Fly s eye (US, 81-92) 67 miroirs de 1,6 m de diamètre Point focal équipé de 1214 PM 880 PM couvrant le ciel

44 44 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes Expériences récentes ou en cours HiRes (High Resolution Flys eye detector) Technique de fluorescence rayon cosmique dénergie > eV

45 45 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes plusieurs rayons cosmiques dénergie > eV Expériences récentes ou en cours AGASA (Akeno Giant Air Shower Array, Japon) 100 km2 111 détecteurs en surface (cherenkov) + 27 détecteurs à muons

46 46 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes RCEE (Rayons Cosmiques aux Energies Extrêmes) Observations de plusieurs RC dénergie > eV eV cest : Une énergie macroscopique : lénergie dun volant de badminton envoyé à 300km/h, ou celle d'une balle de tennis servie par un champion, ou un tir de penalty … eV cest : Un facteur de Lorentz de La distance terre – soleil (150 millions de km) ramenée à 1,5m Une seconde qui dure 3200 ans Enorme ! Lexistence des RCEE pose des problèmes : Origine mal comprise, propagation dans lunivers, nature des primaires

47 47 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes Observatoire Pierre AUGER

48 48 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes Observatoire Pierre AUGER – site sud 1600 détecteurs, espacés de 1,5 km 3000 km 2 24 télescopes de fluorescence dans 4 points

49 49 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes Observatoire Pierre AUGER détecteurs de particules Un détecteur de surface est lobjet de la curiosité dhabitants de la pampa

50 50 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes Miroir sphérique ségmenté 440 photomultiplicateurs (1,5° par pixel) Lentille correctrice Observatoire Pierre Auger détecteurs de fluorescence

51 51 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes Observatoire Pierre Auger : statut phase prototype terminée : Validation du concept Objectifs atteints Plus d'une centaine de stations détectrices installées et opérationnelles sur une surface de plus de 100 km 2 l'Observatoire Pierre Auger est devenu depuis octobre le plus grand réseau de détecteurs de rayons cosmiques au monde. Détection dévénements « hybrides » Détectés par les stations opérationnelles Détectés également par des détecteurs de fluorescence Production jusquà fin 2005 Déploiement et prise de données continuent Observatoire Sud complet Vers une couverture complète du ciel

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53 53 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Origine et propagation des RCEE Interaction des RC avec le CMB Le CMB (cosmic microwave background) ou rayonnement fossile à 2,7°K Découvert en 1965 par Penzias et Wilson LUnivers est rempli de photons très froids (peu dénergie) en grand nombre (400/cm 3 ) Mesuré par COBE simulation des mesures de WMAP En rouge, les régions chaudes : Kelvin plus chaudes que les régions en bleu. Meilleure résolution

54 54 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Origine et propagation des RCEE Propagation : interaction des RC avec le CMB Ces photons sont inoffensifs, car dénergie très faible…... à moins de se jeter sur eux à toute allure !!! protonphoton Système du laboratoire eV0.5 meV Référentiel du proton E cin =0300 MeV

55 55 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Origine et propagation des RCEE Interaction des RC avec le CMB Interaction des protons photoproduction de pions : À chaque interaction, perte denviron 22% dénergie Processus se répète jusquà ce que lénergie totale p dans leur centre de masse soit inférieure au seuil de production de la résonance : cest leffet Greisen-Zatsepin-Kuzmin (1966) ou effet GZK

56 56 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Origine et propagation des RCEE Conséquences de leffet GZK sur les protons Libre parcours moyen Au dessus de eV : 10Mpc. (1 pc = m) Brutalité de la coupure GZK: à partir de 100Mpc, toutes les énergies sont ramenées sous eV record à eV –Source dépassant largement cette énergie –Ou située à quelques dizaines de Mpc Problème : on ne connaît pas de telle source !!! Energie (eV) Distance de propagation (Mpc)

57 57 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Origine et propagation des RCEE Propagation : interaction des RC avec le CMB Les noyaux ultra-énergétiques se brisent sur les photons du rayonnement fossile Energie dexcitation 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 eV Neutrinos Parfaitement insensible à tous les obstacles : sondes idéales… oui, mais extrêmement difficile de les détecter

58 58 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Origine et propagation des RCEE Effet GZK et résultats expérimentaux AGASA a détecté 10 événements au-dessus de eV -> sources proches, dans un rayon de ~100 Mpc Contredisent apparemment les conséquences de leffet GZK

59 59 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 plan galactique plan supergalactique Origine et propagation des RCEE Effet GZK et résultats expérimentaux Observation dune corrélation des directions darrivée, et ce, dautant plus que lénergie est plus élevée. E>10 20 eV

60 60 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Origine et propagation des RCEE Effet GZK et résultats expérimentaux HiRes : meilleur accord avec la prédiction Mesures « contradictoires » (?) de AGASA et HiRes problème de lobservation de leffet GZK

61 61 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Origine et propagation des RCEE Origine des RCEE Problème de lorigine non trivial : aucune source identifiée Schéma bas-haut (bottom-up) Accélération progressive des chargés, jusquà des énergies suffisantes pour nous parvenir aux énergies observées malgré le « frottement » sur le CMB Comment fonctionne laccélérateur ? Pourquoi ne lobserve-t-on pas directement (malgré les énergies mises en jeu) ? Schéma haut-bas (top-down) Particules très massives (M>10 21 eV) qui se désintègrent Signe dune Nouvelle physique ? Invariance de Lorentz brisée aux énergies extrêmes

62 62 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Origine et propagation des RCEE Schéma bas-haut - processus daccélération Il faut prendre de lénergie quelque part ! Énergie cinétique : –translation (chocs, nuages en mouvement accélération de Fermi) –Rotation (pulsars, trous noirs, étoiles à neutrons) Énergie gravitationnelle –via laccrétion… Énergie électromagnétique (EM) –turbulence, compression, rotation daimants… in fine, les particules chargées interagissent avec les champs EM

63 63 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Origine et propagation des RCEE ZeVatrons Accélérateurs Astrophysiques atteignant le ZeV Quelque soit le mécanisme daccélération, 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

64 64 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Origine et propagation des RCEE Zevatrons Pas beaucoup de survivants au critère B.R > E/Z Etoiles à Neutron Gamma Ray Bursts Noyaux actifs de galaxie Lobes Radio Clusters Galaxies/Clusters en collision Lignes diagonales : valeurs requises pour lénergie en fonction de Z

65 65 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Origine et propagation des RCEE Scenario « haut-bas », nouvelle physique Processus « haut-bas » Désintégration de reliques de lunivers primordial, produisant des protons, ou des flux de neutrinos et de gammas solution à lénigme GZK Mais dépendant de la nouvelle physique (GUT, SUSY) ne peuvent être dissociés de la problématique de la matière noire. Désintégration des bosons Z 0 ultra-relativistes produits de manière résonante par des collisions de neutrinos d'énergie eV et des neutrinos d'énergie de l'ordre de l'eV. mécanisme supposant lexistence dun flux important de neutrinos de très haute énergie dont la provenance reste à expliquer !

66 66 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Origine et propagation des RCEE Scenario « haut-bas », nouvelle physique Les RCEE « superGZK » : des neutrinos section efficace sur les nucléons N très fortement augmentée à très haute énergie (10 20 eV) pour atteindre des valeurs comparables à NN par des effets dune nouvelle physique Brisure de linvariance de Lorentz à très haute énergie affecterait la cinématique des particules seuil de la réaction conduisant à la perte dénergie 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 < GeV accélérés dans le champ magnétique galactique

67 67 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Beaucoup de questions ouvertes Forme 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 dévénements et déterminer leur énergie, leur angle darrivée, 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 Origine et propagation des RCEE

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69 69 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 première observation depuis lespace des gerbes atmosphériques détection de rayons cosmiques de très haute énergie première observation depuis lespace des gerbes atmosphériques détection de rayons cosmiques de très haute énergie Un projet pour détecter les rayons cosmiques depuis lespace

70 70 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 EUSO EUSO Mesure du spectre en énergie Comparaison avec les résultats de lexpérience AUGER dans la région GZK Carte détaillée des directions darrivée et étude des anisotropies éventuelles Composition des primaires Détection de neutrinos de très haute énergie Les objectifs scientifiques dEUSO La physique des rayons cosmiques aux énergies extrêmes : eV Lastronomie par les RCEE et les neutrinos

71 71 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04EUSO Grandes surface dobservation et masse de cible Mesure de la fluorescence produite par les molécules dazote 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 lUV ( nm) Le Principe de détection

72 72 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04EUSO Les exigences requises pour le télescope Observation dune grande masse datmosphère Sensibilité dans lUV (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 ( ~10 21 eV) Moyen de caractériser latmosphère Toute la conception de linstrument est conditionnée par loptique + Contraintes sur le poids (1,5T) et la consommation (~1250W)

73 73 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04EUSO Segment Sol : Portugal Optique (lentilles de fresnel 2m) : USA Electronique Analogique – Digitale : France - Italie Mécanique : France - Italie Photo-détecteurs pixels : Japon Le télescope

74 74 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04EUSO Structure mécanique et optique

75 75 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04EUSO Photomultiplicateurs multianodes R7600-M64 Flat Panel MAPMT R8400-M64/M256 (89%) Nouveau développement (RIKEN): Meilleure efficacité de collection de photons R8900-M16/M25/M36 (45% 85%)

76 76 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04EUSO Mesure du temps darrivée des photons Mesure de la position, corrélation xy énergie, direction initiale et nature des RCEE. Les mesures

77 77 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04EUSO Le rôle crucial de latmosphère Calorimètre (production de gerbes) Production du signal (fluorescence et Cherenkov) Milieu de transfert du signal (atténuation) Source de bruit de fond trajectoire de lISS (±51° en 92mn) conditions atmosphériques très variables

78 78 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04EUSO 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)

79 79 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04EUSO Méthode dévaluation des performances attendues Simulation de lensemble 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

80 80 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04EUSO Les performances attendues : efficacité Les nuages réduisent l'efficacité de 86% 53%

81 81 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Les 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/m 2 /nsec/sr présence de la lune limitation du cycle utile 12.8% : lune est sous l'horizon 18% : ajout négligeable 20% : ajout < 100 ph/m 2 /nsec/sr.EUSO + soustraction des nuits trop courtes <10% du cycle utile Sélection stricte Soleil : zénith < ° Lune : zénith < ° cycle utile = 12.87% Pas de bruit de fond venant de la lune, avec 90° < zénith < ° cycle utile = 17.96% Si on accepte seulement 100ph/m 2 /ns venant de la lune cycle utile = 19.26%

82 82 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04EUSO La résolution estimée Estimation statistique des erreurs Résolution angulaire 60° Cartographie des grandes gerbes Résolution en énergie Energie manquante, conversion énergie -> électrons Méthode dextraction Fluorescence Correction des effets de latmosphère Optique + détecteur Estimation :~ 30 %

83 83 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04 Gerbes horizontales et neutrinos Longueur de développement d'une gerbe dépend de la masse rencontrée La production de la fluorescence ne dépend que de la distance (altitude <15km) largeur de la gerbe fonction de l'altitude.EUSO 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.

84 84 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04EUSO Où en est le projet EUSO International La NASA a donné son accord pour le passage en phase B dEUSO (si ESA ok) La NASDA aussi L'Allemagne participe officiellement à EUSO ainsi que la Suisse (étude du Lidar)ESA EUSO dépend de 2 directions à l'ESA: Science et Vols habités La phase A de l'ESA sest terminée et le feu vert pour démarrer la phase B sera (éventuellement) donné en février

85 85 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04EUSO Conclusions 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 eV avec une statistique importante (flux, corrélations, cartographie…) Lastrophysique des neutrinos de haute énergie est possible Des améliorations de la détection devrait permettre un abaissement du seuil de détection eV. Si tout va bien …. Installation en 2010

86 Le détecteur EUSO représente la première génération de détecteurs spatiaux utilisant l'atmosphère comme détecteur : les USA et le Japon étudient déjà la prochaine génération. Le but de ces projets est dobtenir les informations nécessaires à la compréhension du (ou des) phénomènes physiques fondamentaux à lorigine des énergies extrêmes


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