Trous noirs primordiaux, rayonnement cosmique et développements instrumentaux pour l’imageur Tcherenkov de l’expérience spatiale AMS Soutenance de thèse.

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1 Trous noirs primordiaux, rayonnement cosmique et développements instrumentaux pour l’imageur Tcherenkov de l’expérience spatiale AMS Soutenance de thèse Gaëlle Boudoul 30 Septembre 2003

2 Plan de l’exposé 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 l’évaporation? Conséquences cosmologiques (modèles inflationnaires – Matière noire)

3 Un nouveau détecteur de rayons cosmiques: AMS

4 L’expérience AMS AMS-01: vol test en 1998 En AMS-02 sur ISS!

5 Les enjeux de l’expérience AMS
Recherche d’antimatière Recherche de la matière noire non baryonique Etude globale du rayonnement cosmique Astronomie Gamma

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

7 Détection de particules

8 Potentialités d’AMS-02 Recherche d’antimatière
Bouchet et al. Nucl. Phys A 688,417 (2001) Recherche d’antimatière Etude du rayonnement cosmique

9 L'architecture du RICH Nombre de photons  Z2 Taille de l’anneau  V
Calorimetre Nombre de photons  Z2 Taille de l’anneau  V Radiateurs Miroir conique Photomultiplicateurs

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

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 Caractéristiques générales
Désignation Mesure Requis Gamme d’entrée 0-36 pC (250 γe-) 0 -36 pC Non linéarité gain1 Non linéarité gain5 ±0.5% ±0.25% ±1% Gain5/Gain1 5 ±1% - Bruit <0.05 γe- RMS <0.1 γe- RMS Puissance 0.7mW/voie <1mW/voie

13 Simulation de l’effet du « jitter »
Distribution des temps d’arrivée du signal de déclenchement après le passage de la particule Erreur sur la mesure de la charge inférieure à 1%

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 d’un traitement de surface (MgF2) limitant la réflexion Procédure d’étalonnage des 680 photomultiplicateurs

15 Effets du champ magnétique: Orientation dans la matrice
B Axe du PM : Perte du gain < 5% sous 300 Gauss négligeable Axe transverse : Perte de 20% ou de 95% suivant la direction Nécessité d’orientation dans la matrice!

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

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

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

19 Résolution en vitesse Radiateur Indice Résolution (10-3) Matsushita
1.03 0.71 1.05 0.98 Novosibirsk 1.04 0.94 0.67 Analyse en cours AMS-RICH Collaboration Thèse de B. Baret Stabilité à long terme de l’aérogel vérifiée sur le premier prototype T. Thuillier, F. Malek, G. Boudoul et al. NIM A (2002)

20 Résolution en charge Prise en compte de la
non–linéarité des photomultiplicateurs Bonne résolution des pics ΔZ≈0.2 pour l’hélium Résolution sensiblement pas dégradée Analyses en cours AMS-RICH Collaboration

21 Résultats Analyse des données Optimisation de l’électronique
Choix de l’aérogel Perfectionnement de la simulation Optimisation de l’électronique Correction de diaphonie (changement de résistance) Rémanence d’évènements et dérive des piédestaux avec la fréquence Séquence logique modifiée

22 Les rayons cosmiques comme sonde des trous noirs primordiaux

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 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 l’Univers primordial

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

26 Coefficients d'absorption
Limite optique

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

28 Fonction Alpha(M)

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

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

32 Contribution des différentes gammes de masse
Flux total (1)  FLUX (2)  (2) (4) (3)  (3) (1) (4)  Contribution essentielle: Masses de trous noirs entre 1012 et g Énergie cinétique des antiprotons (GeV)

33 Propagation des rayons cosmiques dans la Galaxie
L: Taille du halo K0 et  : Coefficient de diffusion K(E)=K0  R  Vc : vitesse de convection Va : Vitesse de Alfven D. Maurin et al. ApJ 555, 585 (2001)

34 Equations de diffusion
Antiprotons primaires s Symétrie cylindrique  Développement en série de Bessel Antiprotons secondaires Provenant des interactions des protons et des héliums des rayons cosmiques et du milieu interstellaire dans le disque galactique Terme source: 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 Sources des secondaires
Interactions p-p: Section efficace de production Interactions p-He, He-p et He-He: évaluées par Monte Carlo (DTUNUC) (modèle “Dual partonique”)

36 Sans oublier.... Composante tertiaire:
Pertes d’énergie et réaccélération diffusive:

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

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

39 Limite supérieure sur la densité de trous noirs primordiaux
2 Limite sup. sur   (g/cm3) Taille du halo (kpc) A. Barrau, G. Boudoul et al. A&A 388, 676 (2002)

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 < 3.310 –9 A. Barrau & G. Boudoul, ICRC 2003 proc., [astro-ph/ ]

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

42 Evaporation en antideutérons
Fonction de fragmentation en antideutérons évaluée par modèle de coalescence pour un rayon P0

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

44 Espace de paramètres {L - P0 - }
Zone exclue par AMS en cas de non détection P0 (MeV/c)  (g/cm3) L (kpc) A. Barrau, G. Boudoul, et al. A&A 398, 403 (2003)

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

46 Fonctions métriques revisitées
 et  M/Mpl

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

48 Conséquences Arrêt de l’évaporation 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 Conséquences cosmologiques
Archeops + WMAP : spectre de fluctuations invariant d’échelle (n=1.02 ±0.03)  et p(k) HYPOTHESES: Brisure de l’invariance d’échelle (BSI) Bump dans la variance de masse Blais, Bringmann, Kiefer, Polarski Phys. Rev. D 67 (2003) Formation par phénomène “near-critic”  0.35 k  0.7

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

51 Matière noire Dans le cadre des modèles BSI, les trous noirs primordiaux peuvent être reconsidérés comme candidats CDM dans deux scenario différents: Si MRH très grande (supérieure à 1015 g) , les trous noirs peuvent être de bons candidats Pour M H,e = g p  6.5 10 -4 Investigations expérimentales possibles au-delà de 1022 g par la détection d’ondes gravitationnelles.

52 Reliques: matière noire?
Si MRH petite (inférieure à 109 g) , reliques stables peuvent devenir de bons candidats For M rel =M P 3.9 10 -4 < p < 7.1 10 -4 A. Barrau, D.Blais, G. Boudoul , D. Polarski Soumis au journal Annalen der Physic [astro-ph/ ]

53 Conclusions et Perspectives
RICH d’AMS en phase finale Électronique testée et validée Photomultiplicateurs étalonnés (Champ magnétique, linéarité, courant noir,…)  Procédure d’étalonnage des 680 modules Tests de validation au CERN en Octobre L’expérience 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 Conclusions et Perspectives
Trous noirs primordiaux Spectre d’évaporation en antiprotons, rayons gamma et antideutérons  Contraintes observationnelles: PBH < 3.310 –9 Révision du spectre de Hawking à faible masse  Masse minimale et arrêt de l’évaporation 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 l’œuvre Création au LHC (si dimensions supplémentaires)  structure de notre espace-temps révélée!