Transcript "Energies extrêmes" (fichier ppt)

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
Station
d’organisation
Spatiale
dans
la
Internationale,
future
c’est
EUSO, l’Observatoire Spatial Européen de
l’Univers Extrême
Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04
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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
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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
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Qu’appelle-t-on énergie extrême ?
eV, keV, MeV... ZeV
1 eV = 1,602 · 10–19 J
Besoin d’autres unités !
o 1 000 eV
o 1 000 000 eV
o 1 000 000 000 eV
o 1 000 000 000 000 eV
o …
o 1018 eV
o 1021 eV
= 1 keV
= 1 MeV
= 1 GeV
= 1 TeV
= 1 EeV
= 1 ZeV
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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
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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).
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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 !!!
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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
1020 eV = 100 000 000 000 GeV
• 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.
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L’histoire des rayons cosmiques
Contexte scientifique
au XIXe siècle
• Unification électricité et magnétisme
• Identification de la nature de la lumière (onde EM)
Faraday
Maxwell
Hertz
• Matière : théorie atomique primitive (noyau et électrons
inconnus)
À la fin du XIXe siècle, nouveaux rayonnements
• Rayons cathodiques, rayons X, rayonnement radioactif,
rayons cosmiques
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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)
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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 radioactivité 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…
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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
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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
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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…
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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.
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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
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Les rayons cosmiques
Nature des rayons cosmiques
particules ordinaires : noyaux, électrons, photons, neutrinos
Composition : ~ composition de la matière de l'univers
99% de noyaux
89% de H
1% d’électrons
10% de He
1% de noyaux
lourds
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
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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 ?
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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
•
Supernova 1987A – image
d’Hubble
• phénomènes exceptionnels provoqués par des trous noirs se
trouvant au centre de certaines galaxies (noyaux actifs)
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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 (?)
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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 :
d (Mpc) B(nG) d (kpc) B( µG)
q 

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E 3 10 eV
E 3 1019 eV



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
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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.
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Les rayons cosmiques
Flux (m2 sr s GeV)-1
Les rayons cosmiques aujourd’hui
modulation solaire
Le flux mesuré s’étend sur
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ordres depar
grandeurs
:
1 particule
m2 par sec
De la taille d’un cheveu à 10
milliards d’année lumière
Le « genou »
1 particule par m2 par an
détection directe
ballons, satellites
détection indirecte
grandes gerbes
Energie (eV)
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
Flux
4 RC /cm2/s ~ 1 kg/an,
<< 40 000 tonnes/an (météorites).
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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
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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 »
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Les grandes gerbes atmosphériques
Cascades de particules
Gamma
e+, emuons
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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
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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 a 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 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.
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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
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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.
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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
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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.
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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
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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.
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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
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Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes
Les premières détections
Haverah Park (UK, 67-87)
• Réseau de détecteurs Cherenkov à eau sur 12 km2
4 rayons cosmiques d’énergie supérieure à 1020 eV
Yakutsk (Sibérie, 70-95… )
• Scintillateurs + détection de la lumière Cherenkov émise
dans l’air
20
1 rayon cosmique d’énergie supérieure à 10
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eV
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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
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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
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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
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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 …
1020 eV c’est :
•
•
•
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
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Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes
Observatoire Pierre AUGER
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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
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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
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Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes
Observatoire Pierre Auger
détecteurs de fluorescence
Miroir sphérique ségmenté
440 photomultiplicateurs
(1,5° par pixel)
Lentille correctrice
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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
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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
En rouge, les régions chaudes :
0.0002 Kelvin plus chaudes que les régions en bleu.
simulation des mesures de WMAP
Meilleure résolution
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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
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Origine et propagation des RCEE
Interaction des RC avec le CMB
Interaction des protons
• photoproduction de pions :
p  g 2, 7 K  D  n  p 
p  g 2, 7 K  D  p  p 0
p  g 2, 7 K  D  p  e   e • 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
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Origine et propagation des RCEE
Conséquences de l’effet GZK sur les protons
• 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 
Energie (eV)
Libre parcours moyen
– Source dépassant largement
cette énergie
– Ou située à quelques dizaines
de Mpc
• Problème : on ne connaît pas de
telle source !!!
Distance de propagation (Mpc)
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Origine et propagation des RCEE
Propagation : interaction des RC avec le CMB
Les noyaux ultra-énergétiques se brisent sur les
photons du rayonnement fossile
A  g 2, 7 K   A - 1  N
A  g 2, 7 K   A - 2   2 N
A  g 2, 7 K  A  e   e • 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
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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
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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
Clusters dans 2,5° d’ouverture
plan supergalactique
3 CR de 4.1019eV observés contre 0,06 attendus statistiquement
Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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EUSO
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
70
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)
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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)
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EUSO
Le télescope
Electronique
Analogique – Digitale :
France - Italie
Mécanique : France - Italie
Photo-détecteurs
≈ 220 000 pixels :
Japon
Optique (lentilles
de fresnel f ≈ 2m) :
USA
Segment Sol : Portugal
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EUSO
Structure mécanique et optique
Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04
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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%)
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EUSO
Les mesures
Mesure du temps d’arrivée
des photons
Mesure de la position,
corrélation xy
énergie, direction initiale
et nature des RCEE.
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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
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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)
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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
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79
EUSO
Les performances attendues : efficacité
Les nuages
réduisent
l'efficacité de
≈ 86% m ≈ 53%
Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04
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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
Pas de bruit de fond venant
• présence de la lune
de la lune, avec
90° < zénith < 109.18°
a limitation du cycle utile
cycle utile = 17.96%
• 12.8% : lune est sous
l'horizon
• 18% : ajout négligeable
Si on accepte seulement
100ph/m /ns venant de la
Sélection stricte
lune
• 20% :
Soleil : zénith < 109.18°
cycle utile = 19.26%
Lune : zénith < 109.18°
ajout < 100 ph/m2/nsec/sr.
cycle utile = 12.87%
2
+ soustraction des nuits trop
courtes <10% du cycle utile
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EUSO
La résolution estimée
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 %
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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)
a 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.
83
Corinne Bérat, « Energie Extrême », UCBL, 02/02/04
EUSO
Où en est le projet EUSO
International
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
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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
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Le
détecteur
génération
de
EUSO
représente
détecteurs
la
première
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)
fondamentaux
extrêmes
phénomènes
à
l’origine
des
physiques
énergies