Trous noirs primordiaux, rayonnement cosmique et développements instrumentaux pour l’imageur Tche...
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Trous noirs primordiaux, rayonnement cosmique et développements instrumentaux pour l’imageur Tcherenkov de l’expérience spatiale AMS. Soutenance de thèse Gaëlle Boudoul 30 Septembre 2003. Plan de l’exposé. Un nouveau détecteur de rayons cosmiques: AMS Présentation Le détecteur RICH

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Soutenance de thèse Gaëlle Boudoul 30 Septembre 2003

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Presentation Transcript


Soutenance de th se ga lle boudoul 30 septembre 2003

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

Soutenance de thèse

Gaëlle Boudoul

30 Septembre 2003


Plan de l expos

Plan de l’exposé

  • Un nouveau détecteur de rayons cosmiques: AMS

    • Présentation

    • Le détecteur RICH

    • Photodétection

    • Prototypie

  • Les rayons cosmiques comme sonde des trous noirs primordiaux

    • Évaporation et conséquences observationnelles

    • Fin de l’évaporation?

    • Conséquences cosmologiques (modèles inflationnaires – Matière noire)


Un nouveau d tecteur de rayons cosmiques ams

Un nouveau détecteur de rayons cosmiques: AMS


L exp rience ams

L’expérience AMS

AMS-01: vol test en 1998

En 2006... AMS-02 sur ISS!


Les enjeux de l exp rience ams

  • Recherche d’antimatière

Les enjeux de l’expérience AMS

  • Recherche de la matière

  • noire non baryonique

  • Etude globale du

  • rayonnement cosmique

  • Astronomie Gamma


Le spectrom tre ams 02

TRDe+/p & e-/p

Discrim P<300GeV/c

-

3m

Le spectromètre AMS-02

TOF

Hodoscopes(TOF & dE/dX)

Cryostat &

Aimant SC(B = 1T)

VETO

Trajectomètre(P & dE/dX )

RICH(particule ID A<~27, Z<~26)

Calorimetre electrom.(ID em particules)


D tection de particules

Détection de particules


Potentialit s d ams 02

Potentialités d’AMS-02

Bouchet et al.

Nucl. Phys A 688,417 (2001)

Recherche d’antimatière

Etude du rayonnement cosmique


L architecture du rich

Calorimetre

L'architecturedu RICH

Nombre de photons Z2

Taille de l’anneau  V

Radiateurs

Miroir conique

Photomultiplicateurs


Photod tection

Photodétection

Guides de lumière

Support flexible

Électronique frontale

Photomultiplicateur

Hamamatsu R7900-M16


Electronique frontale

Electronique frontale

Mise en forme du signal

physique puis échantillonnage du maximum

Multiplexage des 216 voies

Système à 2 gains

(1 ou 5)


Caract ristiques g n rales

Caractéristiques générales


Simulation de l effet du jitter

Simulation de l’effet du « jitter »

Distribution des temps d’arrivée du

signal de déclenchement après

le passage de la particule

Erreur sur la mesure de la charge

inférieure à 1%


Photomultiplicateurs

Photomultiplicateurs

  • Choix du pont diviseur

    • Résistance totale : 80 MΩ puissance consommée limitée

    • Répartition hybride compromis résolution/linéarité

  • Composante négligeable du courant noir

    • Mesures en fonction de la température

  • Optimisation des guides de lumière

    • Proposition d’un traitement de surface (MgF2) limitant la réflexion

  • Procédure d’étalonnage des 680 photomultiplicateurs


Effets du champ magn tique orientation dans la matrice

H

A

B

Orient. 1

Orient. 2

C

G

D

F

E

Effets du champ magnétique: Orientation dans la matrice

  • Axe du PM : Perte du gain < 5%

  • sous 300 Gauss négligeable

  • Axe transverse : Perte de 20%

    ou de 95% suivant la direction

Nécessité d’orientation dans la matrice!


Lin arit

Linéarité

Linéarité mesurée sur la dynamique

du RICH : 1 à 300 photoélectrons

Vérifications préalables des filtres

optiques et de l’acquisition

Simulation  Pas de dégradation de

la résolution en charge

Étude en cours sur données réelles

(prise en compte de la largeur

temporelle de l’émission Tcherenkov)


Prototypie

Prototypie

Tests réalisés en cosmiques et en faisceau

Etalonnage des photomultiplicateurs

(LED)

Dispersion des gains  20%


Tests en faisceau

Tests en faisceau

Des anneaux!

Composition en charge des fragments

≈ Rayonnement cosmique


R solution en vitesse

Résolution en vitesse

Analyse en cours

AMS-RICH Collaboration

Thèse de B. Baret

Stabilité à long terme de l’aérogel vérifiée sur le premier prototype

T. Thuillier, F. Malek, G. Boudoul et al. NIM A 491 85 (2002)


R solution en charge

Résolution en charge

Prise en compte de la

non–linéarité des photomultiplicateurs

Bonne résolution des pics

ΔZ≈0.2 pour l’hélium

Résolution sensiblement

pas dégradée

Analyses en cours

AMS-RICH Collaboration


R sultats

Résultats

  • Analyse des données

    • Choix de l’aérogel

    • Perfectionnement de la simulation

  • Optimisation de l’électronique

    • Correction de diaphonie (changement de résistance)

    • Rémanence d’évènements et dérive des piédestaux avec la fréquence

Séquence logique modifiée


Les rayons cosmiques comme sonde des trous noirs primordiaux

Les rayons cosmiques comme sonde des trous noirs primordiaux


Astrophysique des trous noirs

Astrophysique des trous noirs

  • Trous noirs stellaires:

    • Effondrement gravitationnel d'étoiles

    • Masse typique: quelques masses solaires

  • Trous noirs supermassifs:

    • Peuplent le centre des galaxies

    • Masse typique: plusieurs millions de masses solaires

  • Trous noirs primordiaux:

    • Formés dans l'Univers très jeune

    • Masse arbitrairement faible (jusqu'à la masse de Planck)


Motivations

Motivations

  • S. Hawking  Évaporation des trous noirs (composante du rayonnement cosmique)

    • Conséquences observationnelles

  • État final de l'évaporation?

    • Reliques?

    • Matière noire?

  • Fluctuations de densité

    • Contraintes sur l’Univers primordial


Loi d vaporation de hawking

Loi d'évaporation de Hawking

Probabilité

d'absorption

Energie de

la particule

Taux

d'évaporation

(par unité de temps

et d'énergie)

Température effective:

Plus le rayon de Schwarzschild est petit, plus grande est la gravité de surface, plus l'évaporation est importante


Coefficients d absorption

Coefficients d'absorption

Limite optique


Taux de perte de masse

Taux de perte de masse

Par integration du spectre de Hawking:

Phénomène divergent lorsque M  0


Fonction alpha m

Fonction Alpha(M)


Emission individuelle en antiprotons

Emission individuelle en antiprotons

Spectre différentiel d'émission en antiprotons d'énergie E

par un jet de quark j d'énergie Q

provenant de l'évaporation d'un trou noir de température T

Degrés de liberté accessibles, dépendent de T

Fonction de fragmentation différentielle


Fonctions de fragmentation

Fonctions de fragmentation

Nombre d'antiprotons d'énergie comprise entre E et E+dE créés

par un jet de partons d'énergie Q

Monte-Carlo

PYTHIA/JETSET

(modèle de Lünd)

Énergie Q du jet

Énergie E de l'antiproton émergeant


Effet cumulatif des sources

Effet cumulatif des sources

Convolution du spectre individuel avec le spectre de masse

Spectre initial:

Aujourd'hui:

Loi d‘évolution (Hawking)

Masse initiale d'un trou noir ayant terminé

aujourd'hui son évaporation


Contribution des diff rentes gammes de masse

Contribution des différentes gammes de masse

Flux total

(1) 

FLUX

(2) 

(2)

(4)

(3) 

(3)

(1)

(4) 

Contribution essentielle:

Masses de trous noirs entre

1012 et 5.1013 g

Énergie cinétique des antiprotons (GeV)


Propagation des rayons cosmiques dans la galaxie

Propagation des rayons cosmiques dans la Galaxie

  • L: Taille du halo

  • K0 et  : Coefficient de diffusion K(E)=K0  R 

  • Vc : vitesse de convection

  • Va : Vitesse de Alfven

D. Maurin et al.

ApJ 555, 585 (2001)


Equations de diffusion

Equations de diffusion

Antiprotons primaires

s

Symétrie cylindrique 

Développement en série de Bessel

Antiprotons secondaires

Provenant des interactions des protons et des héliums des rayons cosmiques et du milieu interstellaire dans le disque galactique

Terme source:

D. Maurin, R. Taillet, F. Donato, P. Salati, A. Barrau, G. Boudoul,

Article de Revue pour le livre « Recent Developments in Astrophysics », Research Signpost


Sources des secondaires

Sources des secondaires

  • Interactions p-p:

Section efficace de production

  • Interactions p-He, He-p et He-He:

    évaluées par Monte Carlo (DTUNUC) (modèle “Dual partonique”)


Sans oublier

Sans oublier....

Composante tertiaire:

Pertes d’énergie et réaccélération diffusive:


Flux d antiprotons secondaires

Flux d'antiprotons secondaires

Données expérimentales

Flux d'antiprotons

Composante p-p

Composante p-He

Composante He-p

Composante He-He

F.Donato, D. Maurin, P. Salati, A. Barrau, G. Boudoul, R.Taillet A&A 563, 172 (2001)


Spectre top of atmosphere

Spectre ”Top of atmosphere”

Variation de la

densité de trous

noirs primordiaux

Incertitudes astro

+ nucléaires

Données

expérimentales


Limite sup rieure sur la densit de trous noirs primordiaux

Limite supérieure sur la densité de trous noirs primordiaux

2

Limite sup. sur 

 (g/cm3)

Taille du halo (kpc)

A. Barrau, G. Boudoul et al. A&A 388, 676 (2002)


Autre sonde les rayons gamma

Autre sonde : les rayons gamma

  • Données

  • Flux EGRET à 100 MeV

  • “Bruit de fond gamma”

  • (Pavlidou & Fields, ApJ 575, L5-8 (2002)):

  • - galaxies

  • - quasars

Émission des trous noirs primordiaux (directe + désintégration des pions neutres), après intégration sur le décalage spectral, évolution et absorption) :

+

PBH < 3.310 –9

A. Barrau & G. Boudoul, ICRC 2003 proc., [astro-ph/0304528]


Espoir de d tection antideut rons

Espoir de détection? Antideutérons

Très faible bruit de fond d’antideutérons secondaires

Quelques événements attendus dans l'expérience spatiale AMS, dépendant de la taille du halo L, de l'impulsion de coalescence P


Evaporation en antideut rons

Evaporation en antideutérons

P0

Fonction de fragmentation en

antideutérons évaluée par modèle

de coalescence pour un rayon P0


Flux d antideut rons

Flux d'antideutérons

Réévaluation du

flux secondaires

en cours

Evaporation

Fenêtre de détection

Repeuplement

à basse énergie

par la composante

tertiaire

Dbars secondaires


Espace de param tres l p 0

Espace de paramètres {L - P0- }

Zone exclue

par AMS

en cas de

non détection

P0 (MeV/c)

 (g/cm3)

L (kpc)

A. Barrau, G. Boudoul, et al. A&A 398, 403 (2003)


Sonde de la gravit quantique trous noirs einstein dilaton gauss bonnet

Sonde de la gravité quantique: Trous noirs Einstein-Dilaton-Gauss-Bonnet

Champ scalaire

(dilaton)

Relativité Générale

Terme de

couplage

Action

Terme de Gauss-Bonnet (ordre supérieur en courbure)


Fonctions m triques revisit es

Fonctions métriques revisitées

 et 

M/Mpl


Soutenance de th se ga lle boudoul 30 septembre 2003

Evaporation classique (Hawking)

Gauss-Bonnet black hole (photons)

A. Alexeyev, A. Barrau, G. Boudoul, et al.

Astronom. Lett 28, 428 (2002)

Masse M


Cons quences

Conséquences

  • Arrêt de l’évaporation à une masse de quelques masses de Planck

  • (résultat valide en tenant compte des perturbations temporelles,

  • des champs de moduli et des termes de corrections supérieures)

  • Flux intégré de ces reliques:

A. Alexeyev, A. Barrau, G. Boudoul, et al. Class. Quantum Grav. 19, 4431 (2002)


Cons quences cosmologiques

Conséquences cosmologiques

Archeops + WMAP : spectre de fluctuations invariant d’échelle

(n=1.02 ±0.03)

 et p(k)

HYPOTHESES:

Brisure de l’invariance d’échelle (BSI)

Bump dans la variance de masse

Blais, Bringmann, Kiefer, Polarski

Phys. Rev. D 67 (2003) 024024

Formation par phénomène “near-critic”

 0.35

k

 0.7


Contraintes sur la fraction

Contraintes sur la fraction 

b

Contrainte gravitationnelle

Contrainte Antiprotons

Mpeak (g)

A. Barrau, D. Blais, G. Boudoul, D. Polarski, Phys. Lett. B, 551, 218 (2003)


Mati re noire

Matière noire

Dans le cadre des modèles BSI, les trous noirs primordiaux peuvent être

reconsidérés comme candidats CDM dans deux scenario différents:

Si MRH très grande (supérieure à 1015 g) , les trous noirs peuvent être de bons candidats

Pour M H,e =10 -15 g

p  6.5 10 -4

Investigations expérimentales possibles au-delà de 1022 g

par la détection d’ondes gravitationnelles.


Reliques mati re noire

Reliques: matière noire?

Si MRH petite (inférieure à 109 g) , reliques stables peuvent devenir de bons candidats

For M rel =M P

3.9 10 -4 < p < 7.1 10 -4

A. Barrau, D.Blais, G. Boudoul , D. Polarski

Soumis au journal Annalen der Physic [astro-ph/0303330]


Conclusions et perspectives

Conclusions et Perspectives

  • RICH d’AMS en phase finale

    • Électronique testée et validée

    • Photomultiplicateurs étalonnés (Champ magnétique, linéarité, courant noir,…)  Procédure d’étalonnage des 680 modules

    • Tests de validation au CERN en Octobre

  • L’expérience AMS

    • Intégration en 2005

    • Données en 2006, patience…

    • Précieuses informations sur les rayons cosmiques (composition, propagation, structure de la galaxie (bulle locale), modulation solaire…)

    • Détection des trous noirs primordiaux (antideutérons …), neutralino?, antimatière?….

    • SURPRISES !


Conclusions et perspectives1

Conclusions et Perspectives

  • Trous noirs primordiaux

    • Spectre d’évaporation en antiprotons, rayons gamma et antideutérons  Contraintes observationnelles: PBH < 3.310 –9

    • Révision du spectre de Hawking à faible masse  Masse minimale et arrêt de l’évaporation

    • Etude de la formation  contraintes sur le spectre de puissance aux très petites échelles, nouveau candidat matière noire

  • Lieu où la gravité quantique est à l’œuvre

  • Création au LHC (si dimensions supplémentaires)  structure de notre espace-temps révélée!


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