Etude de la Nature des Rayons Cosmiques d’Ultra Haute Energie
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Etude de la Nature des Rayons Cosmiques d’Ultra Haute Energie à partir des premières données de l’Observatoire Pierre Auger. Gilles Maurin Directeur de thèse : Jean-Michel Brunet. Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005. Plan. Nature des rayons cosmiques L’Observatoire Pierre Auger

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Presentation Transcript
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Etude de la Nature des Rayons Cosmiques d’Ultra Haute Energie à partir des premières données de l’Observatoire Pierre Auger

Gilles Maurin

Directeur de thèse : Jean-Michel Brunet

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Plan Energie

  • Nature des rayons cosmiques

  • L’Observatoire Pierre Auger

  • La reconstruction des événements

  • Résultat préliminaire sur la composition hadronique

  • Recherche de photons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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loi de puissance Energie

 -2,7

108

1010

1012

eV/Nucl.

Spectre et nature des rayons cosmiques

<1013 eV

Détection directe du rayon cosmique

(satellites et ballons atmosphériques)

 Mesure directe de la charge du cosmique par dépôt d’énergie

Nature des rayons cosmiques

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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QGSJet Energie

QGSJet

1016

1015

1016

1015

1017

1017

Sibyll

Sibyll

1017

1015

1016

1017

1015

1016

Spectre et nature des rayons cosmiques

1015 - 1017 eV

Détection indirecte du rayon cosmique

par la gerbe qu’il crée dans l’atmosphère

(détecteurs au sol)

Résultats récents de l’expérience Kascade

Les genoux:

Transition noyaux légers vers noyaux lourds

  • dépend du modèle

 Nature déterminée par la densité de muons ou le maximum de développement de la gerbe

eV

Origine :

Fin du confinement

galactique et/ou changement de type de source

Nature des rayons cosmiques

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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10 Energie 19

1018

1017

E [eV]

Spectre et nature des rayons cosmiques

1017 - 1019 eV

Etude du maximum de développement de la gerbe (Xmax) par les détecteurs de fluorescence au sol

  • Transition noyaux lourds vers noyaux légers au niveau de la cheville:

    origine inconnue

    A ces énergies, les sources peuvent être extragalactiques

Fly’s eyes

Nature des rayons cosmiques

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Spectre et nature des rayons cosmiques Energie

>1019 eV

  • Problématique:

    • D’où viennent-ils ?

    • Quelle est leur énergie maximale ?

    • Quelle est la nature des RCUHE ?

Nature des RCUHE

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Top - Down Energie

Désintégration de particules « X »

massives (Mc2 > 1021 eV)

Ex: défauts topologiques (monopoles, cordes), particules métastables reliques du Big-Bang, prévues par les GUTs

Les modèles de production

Bottom - Up

Accélération (de type Fermi) de particules chargées dans des processus astrophysiques violents

Critère de Hillas:

Ex: pulsars, noyaux actifs de galaxie, sursauts gamma…

  • Signature: particules chargées

    (protons, noyaux légers, noyaux lourds)

  • Signature: Photons, neutrinos, protons

Nature des RCUHE

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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La propagation des hadrons Energie

Proton: photo-production de pions avec

le fond de photons à 3K (CMB)

Eseuil = 70 EeV

Protons

  • Distance des sources > 100 Mpc (super amas local)

  • forte diminution dans le spectre autour

    de 7  1019eV

    = coupure GZK

Après

100 Mpc

E < 1020eV

Noyaux: photo-dissociation avec le CMB et le fond infrarouge:

 pertes d’énergie

 pertes de nucléons

  • Coupure au même niveau que GZK

Nature des RCUHE

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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La propagation des photons Energie

Création de paires e+e- avec les différents fonds de l’univers

Photons

Au dessus de 1016 eV,

Plus l’énergie du photon augmente

Plus l’univers devient transparent

Nature des RCUHE

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Nature des RCUHE (E>10 Energie 19eV)

Permettra d’obtenir des informations supplémentaires sur

Modèle privilégié

Nature

la distance des sources (GZK ?)

les champs magnétiques

Proton

Bottom-Up

Noyau

(Z>1)

la distance des sources

les champs magnétiques

Bottom-Up

la distance des sources

le fond diffus radio

Photon

Top-Down

Nature des RCUHE

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Les grandes gerbes atmosphériques et leur détection Energie

-

L’Observatoire Pierre Auger

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Les gerbes atmosphériques Energie

Atmosphère

Grande gerbes atmosphériques

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Détection des gerbes atmosphériques Energie

Observatoire AUGER

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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LOMA AMARILLA Energie

L’Observatoire Pierre Auger

Réseau (SD):

1600 cuves Cerenkov

espacées de 1.5 km

= 3000 km2

Détecteurs de Fluorescence (FD):

4 Sites (“yeux”)

6 Télescopes par site (180° x 30°)

70 km

Observatoire AUGER

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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L’Observatoire d’hier Energie à aujourd’hui

Merci Cyril ;)

Observatoire AUGER

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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L’Observatoire aujourd’hui Energie

  • Aujourd’hui:

  • 863 cuves opérationnelles

  • > 180 000 événements physiques (0.9 evt/station/jour)

  • 3 détecteurs de fluorescence complets

  • Etude de la nature des rayons

    cosmiques d’ultra haute énergie à partir

    des événements enregistrés par le

    réseau de surface

Observatoire AUGER

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Ondes Energie

hertziennes

Antenne

GPS

Electronique

40 MHz FADC

Panneau solaire

Acquisition centrale

Sélection

spatio-temporelle

3

PMTs

Batterie

Cuveplastique

12 tonnes d’eau

Réseau de surface (SD)

Triggers internes (20 triggers/s):

Trigger Seuil

Trigger TOT

3PMT > 1.75 VEM

2PMT > 0.2 VEM

sur 13 Bins

Auto-calibration de la cuve:

1 VEM = Signal moyen déposé par un muon traversant la cuve verticalement en son centre

Temps (25ns/bin)

Temps (25ns/bin)

Observatoire AUGER

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Démarche de l’identification Energie

+5.000 gerbes (Corsika+QGSJet)

Thinning optimisé à 10-6

( 2 To ; tps  1 jour/ gerbe)

Simulations de gerbes

Etude et définition

critères physiques

Quantification du

pouvoir discriminant

+20.000 événements simulés avec SDSim v3.00

(tps  qq h/gerbe)

Simulations du détecteur

Maurin et al. Gap-Note 2003-086

CC Lyon, Idris, I-Cluster

Reconstruction des

événements

Etude et définition

critères observables

Etude des biais et

des résolutions

Procédures d’identification

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Détection et reconstruction des événements enregistrés par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Etape 0: Barycentre des signaux par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

Première estimation de la position du cœur de la gerbe:

Barycentre des 3 cuves ayant enregistrées le plus de signal

N

Poids du barycentre

  • Paramètre reconstruit:

    • Position du cœur (x0,y0,z0)

Reconstruction SD

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Etape 1: Ajustement plan du front par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

Front Plan

(u,v,w)

Front de particules approximé par un plan se propageant à la vitesse de la lumière

t3

Sol

t1

t2

Temps d’impact au sol

Coefficient directeur

du plan

  • Paramètres reconstruits:

    • Temps d’impact T0

    • Angle zénithal 

    • Angle azimutal 

u,v

3 cuves minimum

Erreur de mesure sur le temps

Reconstruction SD

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


Slide22 l.jpg

Signal en VEM par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

1000

Fonction latérale du signal

100

10

1

1000

2000

Distance à l’axe de la gerbe (m)

Etape 2: Ajustement du signal (LDF)

Ajustement du signal par une fonction semi-analytique obtenue à partir des simulations d’événement

Signal à 1000m

  • Paramètres reconstruits:

    • S(1000)

    • cœur (x0,y0)

3 cuves minimum

Distance cuve - axe de la gerbe

Reconstruction SD

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Etape 3: Courbure variable par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

Prise en compte de l’évolution du front de particules durant la propagation de la gerbe par un front sphérique à courbure variable

  • Paramètres reconstruits:

    • Temps d’impact T0

    • Angle zénithal 

    • Angle azimutal 

    • Rayon de courbure R à T0

Courbure variable

4 cuves minimum

Armengaud, Maurin et al. Gap-Note 2003-108

Reconstruction SD

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Signal en VEM par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

1000

100

10

1

1000

2000

Distance à l’axe de la gerbe (m)

Réajustement

Etape 4: Réajustement signal (LDF)

N

  • Paramètres reconstruits:

    • S(1000)

    • cœur (x0,y0)

Reconstruction SD

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Estimation de l’énergie par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

  • Différentes LDF:

    • Haverah Park

    • Hypergéométriques

    • Auger

    • 2EXPO (proton ou photon)

Ajustement de la LDF

S. Vorobiov, G. Maurin, Gap Note 2005-022

S(1000)

Hypothèse sur la

nature du primaire

Fonction semi-analytique

de conversion ()

Biais si hypothèse

fausse

Energie

Reconstruction SD

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Résumé des performances par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

 : erreur systématique

 : résolution

Energie

(2EXPO)

Angle 3D

Position du coeur

|| < 5 %*

  [15;25%]

|| < 5 m

  50 m

  1,5

E  1019 eV

|| < 5 m

  30 m

|| < 5 %*

  [10;15%]

 < 1

E > 5.1019 eV

* sans prise en compte des biais dus aux modèles

Reconstruction SD

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Critère d’identification: par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

la densité de muons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Densité de muons par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

Corsika+QGSJet

Densité de muons

  • = 40°

    Energie = 1020 eV

Noyau de fer produit

30% de muons en plus

qu’un proton

dans les mêmes conditions

(angles, énergie)

Fer

Photon

Proton

Distance à l’axe de la gerbe (m)

Densité de muons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Fer 10 par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger20eV

m

EM

Proton 1020eV

m

EM

+

Signal moyen des muons plus

grand que celui des photons et

des électrons

Signaux moyens dans une cuve

Entre

800-1000m

Muons peu diffusés

 atteignent les cuves en premier

Densité de muons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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La fonction Landau par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

A

  • Définie par:

  • A = Amplitude

  • = Position du pic

  • = Largeur

Le signal est ajusté par deux fonctions Landau

Densité de muons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


Slide31 l.jpg

VEM par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

EM

1200m

Exemples d’ajustement

VEM (moyenne entre les 3 PMTs)

EM

600m

VEM

EM

S

Proton

0o-1020eV

A

Signaux lissés par une

fenêtre glissante centrée

de 5 bins

pour la représentation

800m

Densité de muons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Paramètre A par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger dégénéré

Hypothèse

sur la

nature

Paramètre S/Stot non dégénéré

Choix du critère discriminant

Erreur sur E

fixée à 20%

Erreur sur E

fixée à 20%

Erreur sur E

fixée à 20%

Erreur sur E

fixée à 20%

Densité de muons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Application aux données par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

  • Sélection des événements:

    • Critères de qualité (T4)

    • nb cuves > 4

    • Jan. 04 – avril 05

    • Ep > 5 1018 eV

  •  2843 evt.

Maurin et al. Gap-Note 2004-071

  • Explications possibles:

  • Problème dans la simulation

  • Pas assez de muons dans les simulations de gerbes

Densité de muons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Section efficace d’interaction par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

hadronique est extrapolée

sur 6 ordres de grandeur

Rapport de densité(par rapport à QGSJet)

e

Etudes sur

accélérateur

Sibyll



QGSJet

QGSJet

QGSJet produit 10-30% de muons

en plus que les autres modèles

Densité de muons des différents modèles

Densité de muons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


Slide35 l.jpg

Conclusion sur l’analyse des muons par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

Résultat:

  • Signaux générés par les muons des événements réels ne sont pas compatibles avec ceux obtenus par simulation

  • Explications possibles:

  • Signal des particules mal simulé

    • Tester avec les nouveaux simulateurs du réseau de surface

  • + de muons dans les événements réels que dans les simulations

    • Autres modèles ne vont pas dans ce sens

    • Nouvelle version de CoRSiKa produit 5-15% de muons en plus

    • Etudier les densités de muons réelles (détecteurs de muons ?)

Densité de muons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Le rayon de courbure par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

-

Analyse hadronique

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


Slide37 l.jpg

Courbure du front de gerbe par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

Rayon de courbure

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


Slide38 l.jpg

Dépendance en par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Augeret E

Application aux données

log Ep[eV]  [18,6;19,4]

Variable discriminante

=

Nombre d’écart standard

par rapport à la distribution

attendue des protons

Rayon de courbure

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


Slide39 l.jpg

Interpolation des simulations par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

Ajustement de et de

par des fonctions analytiques

Fonction empirique

Rayon de courbure

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


Slide40 l.jpg

10 par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger19

1018

1017

E [eV]

Nombre d’écart standard moyen en fonction de l’énergie reconstruite

  • Sélection des événements:

    • Critères de qualité (T4)

    • nb cuves > 4

    • Jan. 04 – août 05

    •  [30,60]

  •  ~6500 evt.

Fly’s eyes

1019

1019.5

1020

1018.5

Ep [eV]

G. Maurin, Gap Note en cours

  • Transition lourd vers léger en accord avec les anciennes mesures

  • Plus de statistique  composition à ultra haute énergie

Rayon de courbure

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


Slide41 l.jpg

Application aux données par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

[18.3;18.5]

[18.5;18.7]

[18.7;18.9]

Log (Ep) 

Proton

Fer

Auger

Nb d’écart standard

Noyaux

lourds

Noyaux

légers

Energie croissante

Rayon de courbure

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Applications aux données par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

[18.3;18.5]

[18.5;18.7]

[18.7;18.9]

Proton

Fer

Auger

[18.9;19.1]

[19.1;19.3]

[19.3;19.5]

Rayon de courbure

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


Slide43 l.jpg

Conclusion sur l’analyse des courbures par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

Résultats:

  • Transition noyaux lourds vers noyaux légers semble être confirmée

  • Plus de statistique va permettre une étude aux énergies extrêmes

  • Perspectives:

  • Etude des systématiques en prenant en compte les différents modèles hadroniques

  • Etude de la composition «exacte» en tenant compte des noyaux intermédiaires

    • Demandent de nombreuses simulations (temps de calcul très important)

Rayon de courbure

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


Slide44 l.jpg

Recherche de photons primaires par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

dans les premiers événements

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Limite supérieure sur le taux de photons primaires par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

Comparaison directe entre le Xmax mesuré et ceux obtenus sur N simulations de photon dans les mêmes conditions (E,,)

Xmax : profondeur où la gerbe atteint son maximum de développement

Collaboration Auger, ICRC 2005

Pour E > 1019 eV :

Collaboration Auger, ICRC 2005

Résultat obtenu par le groupe "photon"

réunissant : APC, LPNHE, Leeds…

Recherche de photons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


Slide46 l.jpg

Processus secondaire: par le réseau de surface de l’observatoire Pierre Auger

interactions photonucléaires

 section efficace extrapolée

A 1020 eV:   [0.5,15mb]

Data < 1014 eV

70% de muons en +

Les gerbes photoniques

Création de paires (300mb)

domine les autres processus

Atmosphère

M. Risse et al., Astro-ph/0502418

Recherche de photons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


Slide47 l.jpg

L’incertitude sur la section efficace photo-nucléaire et l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

M. Risse et al., Astro-ph/0410739

L’effet LPM

  • Longueur d’interaction > distance moyenne entre atomes

  • L’approximation de Bethe-Heitler n’est plus valable

  • Interférences destructives qui diminuent les sections efficaces EM et

    retardent le développement des gerbes électromagnétiques

  • Effet non négligeable au-dessus de 5  1019 eV

  • Interactions photonucléaires deviennent relativement plus probables.

Photons

verticaux

3  1020eV

Recherche de photons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


Slide48 l.jpg

L’effet de Preshower l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

Interaction des photons avec le champ magnétique terrestre :

 création de paires e+e- dans la magnétosphère

 génération de gerbe « haut » dans l’atmosphère

Probabilité de conversion

Photons

verticaux

3  1020eV

7  1019 eV

5  1019 eV

Probabilité de conversion:

Champ magnétique

terrestre

impulsion du primaire

1.5  1020 eV

1020 eV

X. Bertou et al., Astropart. Phys.

Négligeable en dessous de 51019eV

Recherche de photons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


Slide49 l.jpg

Combinaison des deux effets l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

 provenant du Nord

 provenant du Sud

  • Les gerbes se développent tard dans l’atmosphère:

  • gerbes jeunes

  • surface faible au niveau du sol

  • énergie reconstruite sous estimée

Effet de Preshower

  • Les gerbes se développent tôt dans l’atmosphère:

  • gerbes âgées

  • surface étendue au niveau du sol

  • énergie reconstruite importante

Effet LPM

Recherche de photons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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Distribution azimutale des événements l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

Janvier 2004 – Avril 2005

E[eV] > 51019 eV et  < 60

Nord

Sud

5

21

S. Vorobiov, G. Maurin et al., Gap Note 2005-017

Recherche de photons

Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


Slide51 l.jpg

Explications possibles l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

  • Hasard de distribution:

    • Probabilité d’avoir 21 événements provenant du Sud contre 5 du Nord dans l’hypothèse d’une arrivée isotrope des rayons cosmiques  1%

      • + vérification, X. Bertou et al. Gap Note 2005-034

  • Effet de bord du réseau :

    • Nos tests et ceux de la collaboration réfutent cette hypothèse

  • Source astrophysique ?

    • Analyse des anisotropies en cours

  • Recherche de photons

    Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


    Slide52 l.jpg

    Des photons ? l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    D. Semikoz, G. Maurin et al., Gap Note 2005-019

    Janv. 04

    Avril 05

    6

    E > 5  1019eV

    4

    Sud

    2

    0

    Probabilité de preshower

    P. Homola et al., Astro-ph/0311442

    La courbure de ces événements est compatible avec celle des hadrons

     = 80

     = 0

    Azimut []

    Recherche de photons

    Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


    Slide53 l.jpg

    1 l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    10

    Mise à jour de la distribution azimutale

    Avril 2005

    Août 2005

    Janvier 2004 –

    Nord

    Sud

    E[eV] > 51019 eV et  < 60

    5

    21

    Asymétrie Nord/Sud n’est pas confirmée par les nouvelles données

    •  En cas d’asymétrie : sources ou photons

    •  Sans asymétrie : limite sur le taux de photon aux énergies extrêmes ?

    Recherche de photons

    Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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    Bilan et perspectives l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Etude de la nature des rayons cosmiques

    =

    la dernière étape

    • Cette étape repose en effet sur :

      • la connaissance du développement des gerbes

        • sections efficaces, nombre de muons…

      • la simulation des gerbes et du détecteur

        • signaux, bugs…

      • la reconstruction des événements

        • énergie (biais et résolution), angles…

      • l’étude du détecteur

        • acceptance, effet de bords…

    Nombreux travaux

    en cours

    -

    Progrès à venir

    (détection hybride,

    plus de statistiques)

    Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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    Bilan et perspectives l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Méthodes pour discriminer les rayons cosmiques

     Résultats préliminaires encourageants

    • Analyse hadronique :

    • Extraction d’un paramètre lié à la densité de muons

      • algorithme fonctionne sur les données et la simulation

      • mais les simulations ne reproduisent pas les données

         Comprendre cette différence

    • Etude de la courbure de la gerbe

      • séparation proton/noyaux de fer: possible

      • transition noyaux lourds vers légers observée

         Etude des systématiques (différents modèles hadroniques)

        Recherche de photons:

    • Effet de preshower que seuls les photons subissent

      • asymétrie azimutale des événements les plus énergétiques  non confirmée

         en cas d’asymétrie : source ou photons (Top-down)

    Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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    Transparents supplémentaires l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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    Conclusions et perspectives l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    • Analyse hadronique :

    • Extraction d’un paramètre lié à la densité de muons

      • Algorithme fonctionne sur les données et la simulation, mais les simulations ne reproduisent pas les données

         Tester avec les nouveaux simulateurs

         Détecteurs de muons ? (Auger Nord ?)

    • Etude de la courbure de la gerbe

      • Séparation proton/noyaux de fer: possible

      • Transition noyaux lourds vers légers observée

         Etude des systématiques en prenant en compte les différents modèles hadroniques

         Etude des abondances des différents éléments

    Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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    Conclusions et perspectives l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Recherche de photons:

    • Premières limites obtenues sur la fraction de photons

      • limites remisent en cause par l’incertitude de la section efficace photonucléaire

         la collaboration étudie actuellement l’influence exacte sur la limite

    • Effet de preshower que seuls les photons subissent

      • Observation d’une asymétrie azimutale dans les premiers événements Auger, non confirmée par les données récentes

         si asymétrie : sources ou photons

         si pas asymétrie : limite sur le taux de photon aux énergies extrêmes ?

    Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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    1 - 5 EeV l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    >5 EeV

    Cartes des événements

    La coupure GZK :

    Etude du spectre en énergie

    Recherche de sources :

    Etude des directions de provenance des RCUHE

    Nature des rayons cosmiques :

    Hadrons, photons, neutrinos ?

     informations sur le type de source (modèles)

     informations sur la distance des sources

    Nature des RCUHE

    Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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    Le spectre Auger l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Nature des RCUHE

    Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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    LPM: diminution des sections efficaces EM l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Nature des RCUHE

    Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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    Ondes l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    hertziennes

    Antenne

    GPS

    Electronique

    40 MHz FADC

    Panneau solaire

    Acquisition centrale

    Sélection

    spatio-temporelle

    3

    PMTs

    Batterie

    Cuveplastique

    12 tonnes d’eau

    Réseau de surface (SD)

    Triggers internes (20 triggers/s):

    Trigger Seuil

    Trigger TOT

    3PMT > 1.75 VEM

    2PMT > 0.2 VEM

    sur 13 Bins

    Auto-calibration de la cuve:

    1 VEM = Signal moyen déposé par un muon traversant la cuve verticalement en son centre

    Temps (25ns/bin)

    Temps (25ns/bin)

    Reconstruction SD

    Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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    Les niveaux de trigger « offline » l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    • Trigger 4 (T4):

    • Trigger 5 (T5):

      • Cuve ayant le + de signal entourée de cuve en état de fonctionnement

    Observatoire AUGER

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    Détecteur Kascade l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Nature des RCUHE

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    Choix du S(1000) l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    • Fluctuation des signaux minimum a 1000m

    • Différences entre les modèles minimum a 1000m

    Incertitude sur S(r)

    • Fluctuations minimales

      à 1000m

    Reconstruction SD

    Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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    Résolution sur l’angle zénithal l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    • Erreur systématique < 0.5

    • Résolution < 1.5

    Diminuent avec l’énergie

    Reconstruction SD

    Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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    Résolution en énergie l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Reconstruction SD

    Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005


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    Distributions en énergie des particules l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Reconstruction SD

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    Correspondant: Ajustement – Nb muons l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Muons dans la cuve

    40o

    A

    Remarque :Cette relation dépend de 

    Densité de muons

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    Distribution azimutale des événements l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Janv. 04

    Avril 05

    Probabilité qu’une telle asymétrie Nord/Sud soit engendrée par une arrivée isotrope de rayons cosmiques

    =

    1%

    E > 5  1019eV

    6

    4

    Sud

    2

    0

    Probabilité de preshower

     = 80

     = 0

    Azimut []

    P. Homola et al., Astro-ph/0311442

    Recherche de photons

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    Cartes des événements l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    E > 1EeV et <60

    Sud

    Nord

    Recherche de photons

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    Les modèles de production l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Bottom - Up

    Diagramme d’Hillas

    Accélération (de type Fermi) de particules

    dans des processus astrophysiques violents

    Accélération a lieu tant que la particule

    chargée reste confinée dans le site

    accélérateur:

    Signature: particules chargées (protons, noyaux légers, noyaux lourds)

     Contreparties photons à basse énergie

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    Les pulsars (étoile a neutrons) l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Origine: reste compact de supernovae

    Caractéristiques:

    Densité (1014 g.cm-3)

    Diamètre = 10 km

    Période de rotation: 1ms a qq s

    Champ magnétique > 1012 Gauss

    Emission synchrotron le long de l’axe magnétique

    Rotation de B crée un champ E induit intense

    capable d’accélérer les particules chargées a:

    Pertes synchrotrons très importantes  seul les noyaux lourds (fer) peu ionisés

    arrachés a la surface du pulsars peuvent réellement être accélérés

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    Les AGN l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    • Sites accélérateurs:

      • le noyau

      • les jets de matière

      • les lobes (Fermi d’ordre 2)

      • points chauds

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    Les sursauts gamma l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Caractéristiques:

    Impulsions gamma (0.1-1 MeV), durée 10ms a qq s

    Puis émission a toutes les longueurs d’onde (afterglow), durée

    plusieurs semaines

    Distribution Isotrope, 1 sursaut par millier d’année par galaxie

    Origine:

    Après explosion de supernovae supermassive (collapsar)

    Apres collision deux deux objets massifs (etoile a n, trou noir)

    Trou noir entoure d’un disque de matière

    Deux jets relativistes sont éjectes le long de l’axe de rotation

    mécanismes de chocs internes et externes

    capables d’accélérer des protons jusqu’à 1020eV

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    Les défauts topologiques l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Défaut

    topologique

    Modèle de grande unification

    Brisure de

    symétrie U(1)

    Brisure de

    symétrie U(1)

    Reconnexion

    Région non causales

    Dans la zone "brisée", particules de masse Munification

    qui ont une masse nulle dans l’autre region

    Pertes d’énergie par collision, annihilation, désintégration

     émission de quanta de masse Munification

    qui se désintègre a son tour.

    Signature des défauts = présence d’un accès de photons entre 0.1-100GeV

    Or les contraintes d’EGRET a ces énergie rend difficile l’explication de l’existence des

    RCUHE par ce modele

    Nature des RCUHE

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    Les wimpzilla l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Particules massives de grande durée de vie

    Stabilité légèrement violée  désintégration et formation de gerbes de nucléons

    photons, et neutrinos au dessus de 1020eV

    Du fait de leur masse importante, ces particules sont particulierement sujettes aux

    puits de potentiel gravitationnel

     abondance des ces particules au centre galactique

    Signature: legere anisotropie en faveur du centre galactique des evenements

    de haute energie

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    Profils longitudinaux de protons l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Nature des RCUHE

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    Profils longitudinaux de protons l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Electrons

    Muons

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    Distribution latérale des électrons l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Nature des RCUHE

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    Distribution latérale des muons l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Nature des RCUHE

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    LDF proton, fer, gamma l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Nature des RCUHE

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    LDF élémentaire l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Nature des RCUHE

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    Biais dans l’hypothèse proton l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Noyaux de fer

    Photons

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    Premières données Auger l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Nature des RCUHE

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    Limite sur le taux de photons l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Méthode proposée par P. Billoir

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    Limite sur le taux de photons l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Nature des RCUHE

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    Auto-calibration du VEM l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    • Muons atmosphériques isoles E>160 MeV qui traversent la cuve

    • dépose un signal proportionnel a la distance parcourue dans la cuve

    • Electrons perdent très vites leur énergie et déposent un signal plus faible

    • Ajuste une prédiction théorique a la distribution des signaux engendrees par les atmosphériques

    • permet d’évaluer le signal déposé par un muon vertical traversant

      la cuve en son centre = le VEM

    Electrons

    Muons

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    Les détecteurs de fluorescence (FD) l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    1 pixel = 1,5  1,5

    4 Bâtiments

    de fluorescence

    6 télescopes par bâtiment

    • Chaque télescope possède également:

      • Filtre ultraviolet (290-410nm)

      • 1 Front End / 20 pixels (10MHz)

      • 3 Niveaux de Trigger

      • (Taux du Trigger 3: 0.02Hz)

    • Chaque télescope couvre:

      • 30 d’azimut

      • 28.6  d’élévation

    Observatoire AUGER

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    Principe de la reconstruction FD l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Xmax

    Courbe de Gaisser Hillas

    signal

    Nmax

    t

    Observatoire AUGER

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    Un exemple d’événements FD stéréo l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Telescope

    ~37 km

    ~7·1019eV

    ~24km

    Telescope

    Observatoire AUGER

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    Etape 3: Ajustement de la courbure l’effet LPM peuvent remettre en question les limites obtenues

    Forme du font de particules approximée par une sphère de rayon constant R

    • Paramètres reconstruits:

      • Temps d’impact T0

      • Angle zénithal 

      • Angle azimutal 

      • Rayon de courbure R

    Terme de courbure

    4 cuves minimum

    Reconstruction SD

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