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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

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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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- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript
slide1

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

  • 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

slide3

loi de puissance

 -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

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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1019

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

slide6

Spectre et nature des rayons cosmiques

>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

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

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

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

slide10

Nature des RCUHE (E>1019eV)

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

-

L’Observatoire Pierre Auger

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

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Les gerbes atmosphériques

Atmosphère

Grande gerbes atmosphériques

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

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Détection des gerbes atmosphériques

Observatoire AUGER

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

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LOMA AMARILLA

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

slide15

L’Observatoire d’hier à aujourd’hui

Merci Cyril ;)

Observatoire AUGER

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

slide16

L’Observatoire aujourd’hui

  • 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

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

+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

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

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

Signal en VEM

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

slide23

Etape 3: Courbure variable

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

slide24

Signal en VEM

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

slide25

Estimation de l’énergie

  • 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

slide26

Résumé des performances

 : 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:

la densité de muons

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

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Densité de muons

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

slide29

Fer 1020eV

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

slide30

La fonction Landau

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

VEM

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

slide32

Paramètre A 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

slide33

Application aux données

  • 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

slide34

Section efficace d’interaction

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

Conclusion sur l’analyse des muons

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

slide36

Le rayon de courbure

-

Analyse hadronique

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

slide37

Courbure du front de gerbe

Rayon de courbure

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

slide38

Dépendance en 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

Interpolation des simulations

Ajustement de et de

par des fonctions analytiques

Fonction empirique

Rayon de courbure

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

slide40

1019

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

Application aux données

[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

slide42

Applications aux données

[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

Conclusion sur l’analyse des courbures

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

Recherche de photons primaires

dans les premiers événements

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

slide45

Limite supérieure sur le taux de photons primaires

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

Processus secondaire:

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’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’effet de Preshower

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

Combinaison des deux effets

 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

slide50

Distribution azimutale des événements

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

Explications possibles

  • 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

Des photons ?

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

1

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

slide54

Bilan et perspectives

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

slide55

Bilan et perspectives

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

slide56

Transparents supplémentaires

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

slide57

Conclusions et perspectives

  • 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

slide58

Conclusions et perspectives

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 ?

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slide59

1 - 5 EeV

>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

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Le spectre Auger

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LPM: diminution des sections efficaces EM

Nature des RCUHE

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Ondes

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

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Les niveaux de trigger « offline »

  • 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

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Choix du S(1000)

  • Fluctuation des signaux minimum a 1000m
  • Différences entre les modèles minimum a 1000m

Incertitude sur S(r)

  • Fluctuations minimales

à 1000m

Reconstruction SD

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Résolution sur l’angle zénithal 

  • Erreur systématique < 0.5
  • Résolution < 1.5

Diminuent avec l’énergie

Reconstruction SD

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Résolution en énergie

Reconstruction SD

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Distributions en énergie des particules

Reconstruction SD

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Correspondant: Ajustement – Nb muons

Muons dans la cuve

40o

A

Remarque :Cette relation dépend de 

Densité de muons

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Distribution azimutale des événements

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

E > 1EeV et <60

Sud

Nord

Recherche de photons

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Les modèles de production

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)

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

  • Sites accélérateurs:
    • le noyau
    • les jets de matière
    • les lobes (Fermi d’ordre 2)
    • points chauds

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Les sursauts gamma

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

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

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Les wimpzilla

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

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Profils longitudinaux de protons

Electrons

Muons

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Distribution latérale des électrons

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Distribution latérale des muons

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LDF proton, fer, gamma

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slide83

LDF élémentaire

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Biais dans l’hypothèse proton

Noyaux de fer

Photons

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Premières données Auger

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Limite sur le taux de photons

Méthode proposée par P. Billoir

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Limite sur le taux de photons

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Auto-calibration du VEM

  • 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)

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

Xmax

Courbe de Gaisser Hillas

signal

Nmax

t

Observatoire AUGER

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Un exemple d’événements FD stéréo

Telescope

~37 km

~7·1019eV

~24km

Telescope

Observatoire AUGER

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Etape 3: Ajustement de la courbure

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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