Benjamin Rouillé d’Orfeuil Jean-Christophe Hamilton Thèse de doctorat « Recherche de sources et d’anisotropies dans le rayonnement cosmique d’ultra-haute énergie au sein de la collaboration Auger » Benjamin Rouillé d’Orfeuil sous la direction de : Jean-Christophe Hamilton LPNHE jeudi 21 juin 2007

Structure de l’exposé Rayons Cosmiques (RCs) et Rayons Cosmiques Ultra-Énergétiques (RCUEs) Observation des RCUEs et Observatoire Pierre Auger Couverture du ciel Variations temporelles du flux d’événements Anisotropies à basse énergie Anisotropies à haute énergie Echelle en énergie de l’Observatoire Pierre Auger Mesure du spectre d’énergie des RCUEs

Rayons Cosmiques (RCs) et Rayons Cosmiques Ultra-Énergétiques (RCUEs) Observation des RCUEs et Observatoire Pierre Auger Couverture du ciel Variations temporelles du flux d’événements Anisotropies à basse énergie Anisotropies à haute énergie Échelle en énergie de l’Observatoire Pierre Auger Mesure du spectre d’énergie des RCUEs

Les RCs Particules chargées spectre en loi de puissance et E [eV] Flux EeV AUGER Particules chargées spectre en loi de puissance et « fond diffus » de RCs quasi isotrope sur 10 ordres de grandeur en E accélération : ondes de choc propagation : champs magnétiques Observatoire Pierre Auger RCs > 1018 eV

Transition galactique - extragalactique AGASA EAGASA > 10 EeV Flux . E3 Log E [eV] cheville 2nd genou E [GeV] Flux . E2.5 KASCADE KASCADE : transition « léger » - « lourd » de 1015 à 1017 eV fin de la composante galactique « légère » Anisotropies : distribution isotrope à E > 10 EeV sources extragalactiques Schéma possible : galactique : E < 1017.6 eV (2nd genou) extragalactique : E > 1018.5 eV (cheville)

Sources des RCUEs Diagramme de Hillas : Log L [km] Log B [G] Diagramme de Hillas : Accélération limitée par l’échappement borne supérieure sur Emax rL = E/(Z.B) < L taille du site accélérateur rayon de Larmor Ne sont pas pris en compte : mécanisme d’accélération pertes d’énergie Sources exotiques : Modèles top-down défavorisés par l’Observatoire Pierre Auger (fraction de photons)

Coupure GZK Interactions sur les fonds diffus de photons : Longueur d’atténuation (Mpc) Log E [eV] Interactions sur les fonds diffus de photons : EGZK ~ 1020 eV : production de  avec CMB chute de la longueur d’atténuation diminution de l’horizon des protons seules les sources proches contribuent au flux de RCUEs pour E > EGZK forte diminution du flux de RCUEs pour E > EGZK Proton GZK Log E [eV] Flux . E3 Scénario similaire pour les noyaux : Interaction avec IR et CMB : photo-dissociation Coupure équivalente à GZK attendue

Rayons Cosmiques (RCs) et Rayons Cosmiques Ultra-Énergétiques (RCUEs) Observation des RCUEs et Observatoire Pierre Auger Couverture du ciel Variations temporelles du flux d’événements Anisotropies à basse énergie Anisotropies à haute énergie Échelle en énergie de l’Observatoire Pierre Auger Mesure du spectre d’énergie des RCUEs

Observation des RCUEs Situation expérimentale confuse E > 1 EeV FD SD Situation expérimentale confuse E > 1 EeV Log E [eV] Flux . E3 flux extrêmement faible détection indirecte des RCUEs - télescopes de fluorescence (FD) réseau de détecteurs au sol (SD) Observatoire Pierre Auger : détecteur hybride grande surface de détection

AUGER SUD 1er événement quadruple SD 3 000 km2 1 600 cuves Čerenkov FD 1 280 stations actives Observatorio Pierre Auger Av. San Martín Norte 304 Malargüe, (5613) Mendoza Argentina SD 3 000 km2 1 600 cuves Čerenkov maille triangulaire de 1.5 km de côté FD 46 télescopes de 440 PMTs champ de vue : 30°30°

Résolution angulaire : ~ 1° à 10 EeV Reconstruction SD ID 1234800 Profil latéral de la gerbe échantillonne les particules au sol Log Signal [VEM] Direction :  t1 t2 t3 Résolution angulaire : ~ 1° à 10 EeV Distance à l’axe [m] Signal [VEM] E ~ 40 EeV  ~45° 600 1 000 2 000 S(1 000) Estimation de l’énergie : S(1 000) = f[E, , w, X] soit simulations + hypothèse sur la nature soit calibration via les événements hybrides

Reconstruction hybride Azimut Elévation SD 2 caméras Résolution angulaire ~ 0.5° Profil longitudinal de la gerbe : détermination calorimétrique de E Systématiques importantes sur l’estimation de l’énergie (25%) rendement de fluorescence (15%) atténuation atmosphérique (aérosols ~ 10%) surveillance de l’atmosphère Nombre de particules Profondeur atmosphérique [g.cm-2] Cycle utile de détection ~10%

Rayons Cosmiques (RCs) et Rayons Cosmiques Ultra-Énergétiques (RCUEs) Observation des RCUEs et Observatoire Pierre Auger Couverture du ciel Variations temporelles du flux d’événements Anisotropies à basse énergie Anisotropies à haute énergie Échelle en énergie de l’Observatoire Pierre Auger Mesure du spectre d’énergie des RCUEs

- = Couverture du ciel = fond de RCs Événements Couverture Différence [simulation] Probabilité de détecter à l’instant t un RC dans la direction ( , ) = acceptance  : développement de la gerbe  : empreinte au sol de la gerbe < pas du réseau t : stations actives, conditions météorologiques Acceptance géométrique Acceptance temporelle Carte de couverture : ICRC 2005

Acceptance en  Angle zénithal Crucial : ne pas être contaminé par une anisotropie sur le ciel La distribution en  n’est pas sensible à une anisotropie sur le ciel empirique Angle zénithal E < 2 EeV  < 60° Angle zénithal E > 5 EeV  < 60°

Acceptance en  structure hexagonale du SD et Angle zénithal Acceptance en  E [EeV] Modulation [%] Nombre d’événements Azimut ~ 7 % 2/6 périodique structure hexagonale du SD et empreinte au sol de gerbes de faible E et grand  modulation de Maximum Minimum 750m 1300m Probabilité de détection

Acceptance temporelle RA Dec Effet instrumental [simulation] : modulation journalière (UTC) modulation saisonnière (JD) UTC JD [simulation] Calculer Correctement estimer modulation en ascension droite

Comparaison Méthode traditionnelle : scrambling Biais à la vraie carte de couverture [%] Déclinaison RA Méthode traditionnelle : scrambling Nombreuses comparaisons au scrambling effectuées Ce qu’il faut retenir : plus précise ( 10 sur RMS du biais) plus rapide modèle possible de

Rayons Cosmiques (RCs) et Rayons Cosmiques Ultra-Énergétiques (RCUEs) Observation des RCUEs et Observatoire Pierre Auger Couverture du ciel Variations temporelles du flux d’événements Anisotropies à basse énergie Anisotropies à haute énergie Échelle en énergie de l’Observatoire Pierre Auger Mesure du spectre d’énergie des RCUEs

Variations temporelles du flux d’événements 2 ans 24 h Nombre de stations actives Nombre de jours depuis 01/01/2004 Effets météorologiques développement longitudinal : pression âge de la gerbe développement latéral : densité rayon de Molière Paramétrisation : flux de RCUEs <-> P et  régression linéaire multiple

densité lissée sur une échelle de 24h Filtrage atmosphérique janvier 2005 densité lissée sur une échelle de 24h échelle temporelle [heure] rM doit être évalué 2 X0 au-dessus du sol déterminer * à partir de  Pour les échelles temporelles > 24h * et  varient en phase Variations diurnes du gradient de T Altitude Température de l’air [°C] Paramétrisation

Impact sur la carte de couverture Validation Comparaison des résultats expérimentaux avec les modèles et les simulations Impact sur la carte de couverture 1.5 % -1.5 % ICRC 2007 pas un effet du second ordre

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Origine des sources de RCUEs juste en-dessous de la cheville : Aux alentours de 1 EeV Origine des sources de RCUEs juste en-dessous de la cheville : galactique ? ou extragalactique ? Galactique : Déflection par BG suffisamment faible de la composante galactique du RCUE anisotropies aux grandes échelles de l’ordre du % est concevable Extragalactique : Distribution cosmologique des sources de RCUEs pas d’anisotropies aux grandes échelles attendues

Nobs/Nexp dans une fenêtre de 20° Structure vue par AGASA Expérience japonaise : réseau de détecteurs au sol Carte d’excès a posteriori dans la bande d’énergie EAGASA = [1018, 1018.4] eV Carte de couverture invariante en RA AUGER : dans la même fenêtre Carte d’excès : Nobs/Nexp dans une fenêtre de 20° RA [°] Déclinaison [°] AGASA Déclinaison [°] en bord de champ de vue RA [°] Excès à 4 

Grandes échelles angulaires avec AUGER Grand nombre d’événements de basse énergie (~100 000 événements) Carte de couverture précise : et Recherche de structures d’amplitude ~ 1% 1er réflexe : analyse harmonique en RA ajustement d’un dipôle études limitées Calculer les : Outil du CMB couverture partielle déconvolution dans l’espace des magnitude des anisotropies d’échelle avec :

Résultats Spectre de puissance angulaire E > 1018 eV Ajustement d’un dipôle sur le ciel Rayleigh Rien à signaler

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Petites échelles angulaires séparation angulaire Nombre de paires Monte Carlo événements Clustering d’AGASA : 57 événements EAGASA > 40 EeV 5 doublets et 1 triplet 3 premiers bins : 7 paires observées pour 2.2 attendues (P = 0.75%) + de nombreuses annonces de corrélations avec des objets astrophysiques

Politique de l’OPA : les prescriptions Le nombre de RCUEs dans chaque pixel suit une loi de Poisson Observation d’un grand nombre de directions indépendantes Excès à plusieurs  attendus lors d’une recherche aveugle Document fixant a priori : période de temps utilisée intervalle en énergie cibles astrophysiques probabilité limite Aucun facteur de pénalité statistique à calculer Mis en place par l’OPA suite aux multiples annonces de sources de RCUEs

Résultats Résultats des prescriptions de 2003 Rien à signaler ICRC 2005 Rien à signaler Recherche aveugle d’excès pour rechercher des candidats Excès > 3  E > 5 EeV Cibles de 2003 ~ 4 000 événements significativité

Fonction de corrélation à 2 points Ce () = histogramme des séparations angulaires des paires d’événements Calcul de Cf () associé à la couverture : Calculer la carte de couverture Relation liant C() à Polynômes de Legendre bien plus rapide que par MC précise si : taille des pixels <  E > 5 1019 eV 26 événements P ~ 2 x 10-2

Coverage & Anisotropy Toolkit Logiciel mis à la disposition de la collaboration : manipuler des cartes du ciel cartes de couverture : lissage des cartes algorithmes de recherche d’anisotropies : significativité C() fit de dipôle Rayleigh simulateur d’événements http://apcauger.in2p3.fr/Protected/Toolkit/

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Principe : détection hybride des RCUEs FD mesure quasi calorimétrique de l’énergie (+) erreurs systématiques sur l’énergie mesurée ~ 25% (-) cycle utile de détection ~ 10% (-) calcul subtil de l’acceptance (-) SD E dépend des simulations (-) cycle utile de détection ~ 100% (+) calcul simple de l’acceptance géométrique E > Esat (+) Calibrer le SD avec le FD à l’aide des événements hybrides Échelle en énergie du FD Statistique du SD

développement des gerbes dans l’atmosphère Courbe d’atténuation développement des gerbes dans l’atmosphère S(1 000) = f[E, , w, X] corriger atténuation Au-delà de Esat ~ 3 EeV : Correction vis à vis de S38° CIC() Nombre d’événements CIC indépendant de 

Calibration Log EFD = A+B Log S38 Biais systématique sur ESD attendu Pression [hPA] Température [°C] Nombre d’événements Log EFD [EeV] Log S38 Log EFD = A+B Log S38 B ~ 1 Biais systématique sur ESD attendu ESD/EFD T (°C) 3 ans ESD [EeV] = 10A  (S38)B < XSD >  < XFD > X = variables d’état de l’atmosphère

Effets atmosphériques Loi de calibration corrigée Corriger S38° des effets météorologiques Déposé par la gerbe Ramené à une atmosphère constante Correction sur ESD [%] T [°C] 2 ans 3% B ~ 1 et = 3 coefficients sur le flux coefficients sur le signal = (-1)  2

Rayons Cosmiques (RCs) et Rayons Cosmiques Ultra-Énergétiques (RCUEs) Observation des RCUEs et Observatoire Pierre Auger Couverture du ciel Variations temporelles du flux d’événements Anisotropies à basse énergie Anisotropies à haute énergie Échelle en énergie de l’Observatoire Pierre Auger Mesure du spectre d’énergie des RCUEs

Spectre d’énergie des RCUEs Corrigé des effets atmosphériques Original Flux . E3 Log E [eV] e+e- avec le CMB ? GZK transition G/EG ? cheville

Récapitulatif couverture du ciel variations temporelles du flux d’événements rechercher des anisotropies et Coverage & Anisotropy Toolkit échelle d’énergie corrigé des effets atmosphériques et spectre d’énergie