Energie Extrême Corinne Bérat Laboratoire de Physique Subatomique et de Cosmologie, Grenoble

Résumé Pour explorer le domaine des processus d’énergies les plus élevées se produisant dans notre univers, une mission est en cours d’organisation dans la future Station Spatiale Internationale, c’est EUSO, l’Observatoire Spatial Européen de l’Univers Extrême Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Qu’appelle-t’on « énergie extrême » ? L’histoire des rayons cosmiques Plan du cours Qu’appelle-t’on « énergie extrême » ? L’histoire des rayons cosmiques Les rayons cosmiques Les grandes gerbes atmosphériques Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes Origine et propagation des rayons cosmiques aux énergies extrêmes Le projet EUSO Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Qu'appelle-t'on Energie Extrême ?

Qu’appelle-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 L’électron-volt (eV) est l’énergie acquise par un électron qui passe, dans le vide, d’un point à un autre ayant une différence de potentiel de un volt. 1 eV = 1,602  · 10–19 J 0,000 000 000 000 000 000 16 J Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Qu’appelle-t-on énergie extrême ? eV, keV, MeV... ZeV 1 eV = 1,602  · 10–19 J Besoin d’autres unités ! 1 000 eV = 1 keV 1 000 000 eV = 1 MeV 1 000 000 000 eV = 1 GeV 1 000 000 000 000 eV = 1 TeV … 1018 eV = 1 EeV 1021 eV = 1 ZeV Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Qu’appelle-t-on énergie extrême ? Energie des particules dans la nature 0,03 eV énergie d’une molécule d’oxygène ou d’azote dans l’air 0,67 eV énergie nécessaire à un proton ou un neutron pour échapper à l’attraction terrestre 1000 – 15 000 eV , 200 000 eV énergie typique d’un électron dans une aurore polaire …d’un X d’une radio dentaire ! 1 - 10 MeV énergie des particules émises par les éléments radioactifs 1-100 000 000 000 GeV Domaine d’énergie couvert par les rayons cosmiques Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Qu’appelle-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 14 000 GeV (14 TeV). Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Qu’appelle-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 1016 degrés conditions existantes 10-12 secondes après le big bang Un « paquet » de protons croise un autre « paquet » de protons 40 millions de fois par seconde a ~20 collisions 800 millions de collisions par seconde !!! Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Qu’appelle-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 l’énergie du futur LHC : 7 1012 eV par faisceau Extrêmement énergétiques et … extrêmement rares ! Selon nos connaissances présentes, aucun mécanisme astrophysique connu n'est capable d'accélérer des particules à de telles énergies. 1020 eV = 100 000 000 000 GeV Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

L'histoire des rayons cosmiques

L’histoire 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 Faraday Maxwell Hertz Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

L’histoire 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 ales rayons sont déviés J. J. Thomson conclut que ces rayons sont des particules négatives qu'il appelle «électrons» (1898) Rayons X Découverts par Röntgen en 1895 Nature incertaine jusqu’à Von Laue (1912) Radioactivité Découverte par Becquerel en 1896 (uranium) 1898-1900 P. et M. Curie, E. Rutherford et P. Villard comprennent qu’il y a plusieurs types de radioactivité (a, b, g) Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

L’histoire 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. 1910 Le père Wulf fait des études en montant à la tour Eiffel : l'électroscope se décharge moins vite, mais pas autant que ce qui était prévu (en 80 m d’épaisseur d’atmosphère, il n’y a que la moitié du rayonnement qui passe.) Donc « ça » vient d'au dessus… Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

L’histoire des rayons cosmiques L’électroscope Électroscope chargé a les « bras » se repoussent Soumis à un rayonnement énergétique, l’air se trouve partiellement ionisé et les charges sont évacuées L’électroscope se décharge d’autant plus vite que le rayonnement est plus intense Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

L’histoire des rayons cosmiques Découverte des rayons cosmiques 1912 : Victor Hess monte en ballon à 5350 m : découverte du rayonnement cosmique. 1914 : Kolhörster monte à 9 Km Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

L’histoire des rayons cosmiques Nature des rayons cosmiques ? 1925 : Robert Millikan pense que les rayons de Hess sont des rayons gamma  « rayons cosmiques » 1929 : W. Bothe et W. Kohlörster, utilisant des compteurs Geiger montrent que les rayons de Hess sont chargés  matière !! mais Millikan est prix Nobel et ne veut pas en démordre… Skobeltzyn montre aussi que c’est de la matière grâce aux chambres à brouillard mais rien n’y fait…. 1930 : Compton (un autre prix Nobel) fait rendre raison à Millikan, grâce à l’effet de latitude (effet du champ magnétique terrestre) : il envoie 60 chercheurs dans le monde le vérifier… Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

L’histoire 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. Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

L’histoire 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 m Semblable à l’électron mais 200 fois plus massif 1947 : pion p au pic du Midi Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Les rayons cosmiques

Nature des rayons cosmiques 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 : 100000 milliards de n traversent votre corps chaque seconde Un seul arrêté par votre corps pendant toute votre vie ~ composition de la matière de l'univers 99% de noyaux 1% d’électrons 1% de noyaux lourds 89% de H 10% de He Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Rayons cosmiques primaires et secondaires Les rayons cosmiques Rayons cosmiques primaires et secondaires Primaire toute particule qui arrive sur terre venant de l’espace Secondaire Particules détectées sur terre = principalement produits d’interaction de rayons cosmiques primaires avec la partie supérieure de l’atmosphère a appelés « secondaires » Essentiellement des muons, des électrons, des photons Les rayons cosmiques secondaires sont des particules venant des couches supérieures de l’atmosphère Les RC secondaires sont produits par de véritables rayons cosmiques ! D’où viennent-ils ? Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Origine des rayons cosmiques Les rayons cosmiques 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) Supernova 1987A – image d’Hubble Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Propagation des rayons cosmiques Les rayons cosmiques Propagation des rayons cosmiques L’origine des cosmiques chargés reste encore hypothétique Impossible de repérer la source d’un cosmique chargé du fait qu’il a traversé le champ magnétique de la galaxie, voire le champ magnétique intergalactique ! Champs magnétiques galactiques -> estimations De l’ordre du microgauss D’intensité variable selon la position Intergalactiques  Incertitude bien plus grande De l’ordre du nanoGauss (?) Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

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

Des messagers fort utiles Les rayons cosmiques Des messagers fort utiles Particules cosmiques transportant avec elles des informations (leur énergie, direction, composition chimique etc...) a 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. Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Les rayons cosmiques aujourd’hui modulation solaire Le flux mesuré s’étend sur 32 ordres de grandeurs : De la taille d’un cheveu à 10 milliards d’année lumière 1 particule par m2 par sec Le « genou » 1 particule par m2 par an détection directe ballons, satellites La « cheville » 1 particule par km2 par an L’énergie mesurée s’étend sur 12 ordres de grandeur De la taille d’un cheveu à 100 000 km détection indirecte grandes gerbes Flux : 4 RC /cm2/s ~ 1 kg/an, << 40 000 tonnes/an (météorites). Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Les grandes gerbes atmosphériques

Les grandes gerbes atmosphériques Découverte des gerbes atmosphériques Ce sont des averses soudaines de particules, résultant d’un seul rayon cosmique initial d’énergie colossale. découvertes par Pierre Auger en 1938, au laboratoire Jean Perrin au JungFraujoch 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 d’après ces résultats que les averses soudaines de rayons cosmiques décrites ici peuvent couvrir des surfaces de l’ordre de 1000 m2, et comportent donc plusieurs dizaines de milliers de corpuscules, dont une moitié environ peut traverser 5cm de plomb » Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

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

Les grandes gerbes atmosphériques Energie et taille stupéfiantes Energie initiale supérieure à 1015 eV !  vitesse relativiste  1 km correspond à 1 mm et 1 seconde à 3 semaines. Domaine d'énergies supérieures à 1019 eV les particules interagissant dans les hautes couches de l'atmosphère (plusieurs dizaines de km) créent des gerbes dont l'impact au niveau du sol comporte environ 100 milliards de particules (photons et électrons essentiellement) réparties sur une dizaine de km2. EXTREMEMENT RARE : flux de l’ordre de 1 RC/km2/siècle 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. Détection des particules, produites en cascade, à la surface de la Terre. caractéristiques a énergie initiale, direction d'incidence. Détection de la lumière émise par l'interaction de la particule avec les molécules d'azote (utilisée pour des particules de plus de 1017eV) Aucune technique efficace pour identifier la particule initiale (indispensable pour la compréhension du mécanisme d'accélération). La profondeur de pénétration augmente avec la masse de la particule incidente mais à cause des fluctuations elle n'est pas mesurable. 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 a 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 a détermination de la direction d'incidence du rayon cosmique. http://ast.leads.ac.uk/haverah/dets.shtml Type de détecteurs utilisés : scintillateurs, détecteurs cherenkov 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. Lorsque une particule chargée incidente traverse le détecteur, elle excite une molécule du plastique scintillant. Celle-ci se désexcite en émettant des photons. Un photomultiplicateur détecte ensuite les photons émis et on obtient un signal électrique amplifié proportionnel au nombre de photons perçus. Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Les grandes gerbes atmosphériques PhotoMultiplicateurs (PM) Comme son nom l’indique, le photomultiplicateur transforme un faible signal lumineux en un signal électrique qui peut être mesuré La forme et la taille du signal électrique informent sur la quantité de lumière reçue, et donc sur le nombre de particules chargées ayant traversé le détecteur 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. 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. Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Les grandes gerbes atmosphériques  Effet Cherenkov découvert et interprété par le physicien russe Pavel Cherenkov, et qui lui a valu le prix Nobel en 1958. se produit lorsqu'une particule se déplace plus vite que la vitesse de la lumière dans le milieu considéré. Elle ne va toutefois pas plus vite que la vitesse de la lumière dans le vide, il n'y a donc rien de contradictoire avec la théorie de la relativité. Si 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 q = 1/bn 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 d’une lumière de très faible intensité, dans l’UV (300-400 nm). Inconvénient : détection possible uniquement par nuit sans lune. (environ 10 % du temps). Luminosité au maximum = nombre de particules chargés au maximum Avec un dispositif de photomultiplicateurs on peut ensuite accéder à l'énergie initiale. Une connaissance absolue de la fluorescence de l'azote et du gain quantique des photomultiplicateurs est requise. Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes

Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes Les premières détections Volcano Ranch (US, 59-63) Premier réseau géant de détecteurs 19 détecteurs répartis sur 8 km2 Compteurs en plastique scintillant (communément appelés « scintillateurs ») de 3.3 m2 1 rayon cosmique d’énergie supérieure à 1020 eV 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 km2 Yakutsk (Sibérie, 70-95… ) Scintillateurs + détection de la lumière Cherenkov émise dans l’air 4 rayons cosmiques d’énergie supérieure à 1020 eV 1 rayon cosmique d’énergie supérieure à 1020 eV Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes Les premières détections Fly ‘s eye (US, 81-92) 67 miroirs de 1,6 m de diamètre Point focal équipé de 12—14 PM  880 PM couvrant le ciel 1 rayon cosmique d’énergie de 3 1020 eV Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes Expériences récentes ou en cours HiRes (High Resolution Fly’s eye detector) Technique de fluorescence rayon cosmique d’énergie > 1020 eV Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes Expériences récentes ou en cours AGASA (Akeno Giant Air Shower Array, Japon) 100 km2 111 détecteurs en surface (cherenkov) + 27 détecteurs à muons plusieurs rayons cosmiques d’énergie > 1020 eV Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes RCEE (Rayons Cosmiques aux Energies Extrêmes) Observations de plusieurs RC d’énergie > 1020 eV 1020 eV c’est : Une énergie macroscopique : l’énergie d’un volant de badminton envoyé à 300km/h, ou celle d'une balle de tennis servie par un champion, ou un tir de penalty … Un facteur de Lorentz de 1011 La distance terre – soleil (150 millions de km) ramenée à 1,5m Une seconde qui dure 3200 ans Enorme ! L’existence des RCEE pose des problèmes : Origine mal comprise, propagation dans l’univers, nature des primaires Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes Observatoire Pierre AUGER 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 km2 24 télescopes de fluorescence dans 4 points 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 l’objet de la curiosité d’habitants de la pampa Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes Observatoire Pierre Auger détecteurs de fluorescence Miroir sphérique ségmenté 440 photomultiplicateurs (1,5° par pixel) Lentille correctrice 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 km2 l'Observatoire Pierre Auger est devenu depuis octobre le plus grand réseau de détecteurs de rayons cosmiques au monde. Détection d’événements « hybrides » Détectés par les stations opérationnelles Détectés également par des détecteurs de fluorescence Production jusqu’à fin 2005 Déploiement et prise de données continuent Observatoire Sud complet Vers une couverture complète du ciel Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Origine et propagation des RCEE

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 L’Univers est rempli de photons très froids (peu d’énergie) en grand nombre (400/cm3) Mesuré par COBE simulation des mesures de WMAP En rouge, les régions chaudes : 0.0002 Kelvin plus chaudes que les régions en bleu. Meilleure résolution 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 d’énergie très faible… ... à moins de se jeter sur eux à toute allure !!! proton photon Système du laboratoire 1020 eV 0.5 meV Référentiel du proton Ecin=0 300 MeV 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 d’environ 22% d’énergie Processus se répète jusqu’à ce que l’énergie totale p-g dans leur centre de masse soit inférieure au seuil de production de la résonance D : c’est l’effet Greisen-Zatsepin-Kuzmin (1966) ou effet GZK Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Origine et propagation des RCEE Conséquences de l’effet GZK sur les protons Libre parcours moyen Au dessus de 5.1019 eV : 10Mpc. (1 pc = 3.09 1016 m) Brutalité de la coupure GZK: à partir de 100Mpc, toutes les énergies sont ramenées sous 1020 eV record à 3 1020 eV  Source dépassant largement cette énergie Ou située à quelques dizaines de Mpc Problème : on ne connaît pas de telle source !!! Energie (eV) Distance de propagation (Mpc) 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 d’excitation plus faible, mais sont les noyaux les plus stables  étapes moins connues Photons Seuil de création de paires e+e- atteint rapidement. Coupure GZK vers 1012-13eV Neutrinos Parfaitement insensible à tous les obstacles : sondes idéales… oui, mais extrêmement difficile de les détecter 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 1020 eV -> sources proches, dans un rayon de ~100 Mpc Contredisent apparemment les conséquences de l’effet GZK Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Origine et propagation des RCEE Effet GZK et résultats expérimentaux Observation d’une corrélation des directions d’arrivée, et ce, d’autant plus que l’énergie est plus élevée. plan galactique E>1020 eV 4.1019 <E<1020 eV plan supergalactique Clusters dans 2,5° d’ouverture 3 CR de 4.1019eV observés contre 0,06 attendus statistiquement 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 a problème de l’observation de l’effet GZK Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Origine et propagation des RCEE Origine des RCEE Problème de l’origine non trivial : aucune source identifiée Schéma bas-haut (bottom-up) Accélération progressive des chargés, jusqu’à des énergies suffisantes pour nous parvenir aux énergies observées malgré le « frottement » sur le CMB Comment fonctionne l’accélérateur ? Pourquoi ne l’observe-t-on pas directement (malgré les énergies mises en jeu) ? Schéma haut-bas (top-down) Particules très massives (M>1021eV) qui se désintègrent Signe d’une Nouvelle physique ? Invariance de Lorentz brisée aux énergies extrêmes Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

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

Origine et propagation des RCEE ZeVatrons Accélérateurs Astrophysiques atteignant le ZeV Quelque soit le mécanisme d’accélération, le site doit vérifier une certaine contrainte particule accélérée progressivement devant rester dans le site accélérateur pendant le processus possible que si : rayon de giration < dimension du site (caractérisée par le rayon R) Impose une condition sur la rigidité magnétique : (avec des approximations): B.R > E/Z, B en µG, R en kpc, E en EeV La recherche des sources potentielles se limite aux objets astrophysiques vérifiant cette condition Diagramme de Hillas Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Origine et propagation des RCEE Zevatrons Lignes diagonales : valeurs requises pour l’énergie en fonction de Z 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 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 l’univers primordial, produisant des protons, ou des flux de neutrinos et de gammas solution à l’énigme GZK Mais dépendant de la nouvelle physique (GUT, SUSY) ne peuvent être dissociés de la problématique de la matière noire. Désintégration des bosons Z0 ultra-relativistes produits de manière résonante par des collisions de neutrinos d'énergie 1021eV et des neutrinos d'énergie de l'ordre de l'eV. mécanisme supposant l’existence d’un flux important de neutrinos de très haute énergie dont la provenance reste à expliquer  ! 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 snN très fortement augmentée à très haute énergie (1020 eV) pour atteindre des valeurs comparables à sNN par des effets d’une ‘nouvelle physique’ Brisure de l’invariance de Lorentz à très haute énergie affecterait la cinématique des particules seuil de la réaction conduisant à la perte d’énergie des protons modifié a les protons pourraient donc parcourir dans l'espace des distances cosmologiques Autres hypothèses (liste non exhaustive !) évaporation de micros trous noirs… monopoles magnétiques de masse < 1010GeV accélérés dans le champ magnétique galactique Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Origine et propagation des RCEE 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 d’événements et déterminer leur énergie, leur angle d’arrivée, leur nature avec un maximum de précision possible AUGER va résoudre l'énigme AGASA-HiRes Quelle que soit la réponse de AUGER : EUSO pourra étudier, en détail, la physique au delà de la coupure GZK Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

EUSO Extreme Universe Space Observatory

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

Les objectifs scientifiques d’EUSO La physique des rayons cosmiques aux énergies extrêmes : 1020-1021 eV Mesure du spectre en énergie Comparaison avec les résultats de l’expérience AUGER dans la région GZK Carte détaillée des directions d’arrivée et étude des anisotropies éventuelles Composition des primaires Détection de neutrinos de très haute énergie a L’astronomie par les RCEE et les neutrinos Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Le Principe de détection EUSO Le Principe de détection Grandes surface d’observation et masse de cible Mesure de la fluorescence produite par les molécules d’azote excitées par les particules chargées de la gerbe Détection du Cherenkov produit par les particules chargées relativistes et réfléchi (sol, nuages)  détection de photons dans l’UV (300-400nm) Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Les exigences requises pour le télescope EUSO Les exigences requises pour le télescope Observation d’une grande masse d’atmosphère Sensibilité dans l’UV (330nm – 400nm) Grande efficacité de collection de photons a détecter la faible quantité de lumière (fluorescence + Cherenkov) émise par les gerbes les moins énergétiques (seuil de détection) Détection de photons rapide, efficace et sensible au photon unique Bon rapport signal/bruit Dynamique étendue (5.1019 - ~1021 eV) Moyen de caractériser l’atmosphère Toute la conception de l’instrument est conditionnée par l’optique + Contraintes sur le poids (1,5T) et la consommation (~1250W) Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Le télescope EUSO Electronique Analogique – Digitale : France - Italie Mécanique : France - Italie Photo-détecteurs ≈ 220 000 pixels : Japon Optique (lentilles de fresnel f ≈ 2m) : USA Segment Sol : Portugal Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

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

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

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

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

Les mesures de physique à réaliser EUSO 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) Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Méthode d’évaluation des performances attendues EUSO Méthode d’évaluation des performances attendues Simulation de l’ensemble de détection Les gerbes : leur développement est paramétré La production des photons : Fluorescence et Cherenkov Le transport dans l'atmosphère : Rayleigh, Mie, Ozone L'optique : Transferts et aberrations Les détecteurs : Filtres et efficacité quantique Le déclenchement : Seuils et persistance Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

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

Les performances attendues : cycle utile EUSO 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/m2/nsec/sr présence de la lune a limitation du cycle utile 12.8% : lune est sous l'horizon 18% : ajout négligeable 20% : ajout < 100 ph/m2/nsec/sr. Sélection stricte Soleil : zénith < 109.18° Lune : zénith < 109.18° cycle utile = 12.87% Pas de bruit de fond venant de la lune, avec 90° < zénith < 109.18° cycle utile = 17.96% Si on accepte seulement 100ph/m2/ns venant de la lune cycle utile = 19.26% + soustraction des nuits trop courtes <10% du cycle utile Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

La résolution estimée EUSO Résolution angulaire Résolution en énergie Estimation statistique des erreurs Résolution angulaire ∆q < 1° si qgerbe > 60° Cartographie des grandes gerbes Résolution en énergie Energie manquante, conversion énergie -> électrons Méthode d’extraction Fluorescence Correction des effets de l’atmosphère Optique + détecteur Estimation :~ 30 % Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

Gerbes horizontales et neutrinos EUSO 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. 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. Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

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

Conclusions et perspectives EUSO 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 1020 eV avec une statistique importante (flux, corrélations, cartographie…) L’astrophysique des neutrinos de haute énergie est possible Des améliorations de la détection devrait permettre un abaissement du seuil de détection ≈ 2-3 1019 eV. Si tout va bien …. Installation en 2010 Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04

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 d’obtenir les informations nécessaires à la compréhension du (ou des) phénomènes physiques fondamentaux à l’origine des énergies extrêmes