Expérience rayons cosmiques
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Expérience rayons cosmiques La physique des astro-particules Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 1 Un peu d'histoire … 1912 Hess découvre les rayons cosmiques 1927 Les rayons cosmiques sont observés dans une brouillard 1932 Anderson découvre le positon 1937 Découverte du muon 1938 Auger découvre des gerbes de particules 1949 Théorie des rayons cosmiques de Fermi 1962 Détection d'un rayon cosmique de 1020 eV 1975 détecteur de n DUMAND 1991 Fly's Eye détecte le rayon cosmique le plus én 1992 Expérience n Baïkal 1993 Problème des n solaires Expérience rayons cosmiques 1997 Oscillations nm atmosphérique 1999 Premiers résultats AMANDA 2001 Oscillations ne solaires D. Bertrand 2 L'échelle des distances 1 parsec (pc) = 3.26 années lumières ~3x pc 109 106 103 1 Horizon visible (univers : 4600 Mpc= 15 millia Taille du super amas local (50 Mpc) Taille de l'amas local (~1 Mpc) Galaxie la plus proche (Andromède : 700 kpc) Diamètre de notre Galaxie (25 kpc) Etoile la plus proche (Proxima du Centaure: 1 10-3 Diamètre du système solaire Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 3 Cosmologie: Une histoire thermique de l'univers Système Aujourd'hu 15 milliards années solaire Accrétion ravitationnelle Découplage du fonds diffus 3° K 400000 ans 3000° K Eléments lègers Protons, neutrons Séparation EM/faible Baryogenèse Barrière quantique gravit. Expérience rayons cosmiques 1 s 1 MeV 10-6 s 1 GeV 10-11 s 103GeV 10-35 s 1015GeV 10-43 s 1019 GeV Formati on galaxies Domination matière Nucleosynthèse Transition quark-hadron Transition de phase électro-faible Transition grande unification L'époque de Planck D. Bertrand 4 Soleil, SN1987A Les messagers Neutrinos Protons Photons 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 astronomie n Log (E) eV astronomie n UHE Libres parcours moyens g 1: TeV 10 Mpc g 1 PeV 1 Mpc (galaxie !) Coupure GZK (interaction proton-CMB) : ~ 1020 eV Expérience rayons cosmiques 400 g/cm3 D. Bertrand 5 GeV g-rays n Visibe CMB Radio Expérience rayons cosmiques / / / / / / TeV sources! / / / / Rayons / cosmiques / / / / / / D. Bertrand 6 1 particule /m2-sec cheville 1 particule /m2-année genou 1 particule /km2année Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 7 Le mécanisme d'accélération de Fermi Plasma clouds (stochastic energy gain) g=1.7 g=2.0 V E E v 1 = ˆ 10 ? c dN -( g+1) =E dE Shock front Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 8 L'accélérateur cosmique La plupart des modèles supposent un trou noir et un disque d'accrétion L'accélération se produit près du trou noir ou dans le "jet": Photo production pg + n p+ nm:ne p g D+s L0 D0 s (10-4)s t+ nt nm : ne : nt = 2 : 1 : 10 Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 9 Le champ magnétique focalise … Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 10 Le Crabe : 4 juillet 1054 6.000 années lum. de la terr Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 11 Les sources à haute énergie champ magnétique E ~Gc B R Energie E > 1019 eV ? Quasars Facteur de Lorentz R ~ G M / c2 G~ 1; B ~ 103 G; M ~ 109 E ~ GB M Etoiles à neutrons; Trous noirs masse G~ 1; B ~ 1012 G; M ~ M Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 12 Le diagramme de Hillas Le pulsar du Crabe M87 B E ~ G c B R GRB 000301C Centaure SNR Vela NGC4038 NGC4039 R Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 13 Bouffées Gammas (GRB's) • Energie totale : une masse solaire • Energie par photon: 0.1 MeV à 1 TeV • Durée: 0.1 secs 20 min • Plusieurs par jour • Objet le plus lumineux dans le ciel • Structure temporelle compliquée: pas de profil "typique" Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 14 Les rayons cosmiques primaires • Principalement d'origine galactique : composante non galactique 10-12 … mais plus énergétique • Composition semblable à celle du système solaire : 95.1 % H; 4.4% He; 0.5% éléments lourds (moitié C-O) • Vent solaire : particules de basse énergie absorbées par l' Pas les neutrinos ! Nous sommes au milieu d'un cycle (depuis minimum d'activité s 1996) Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 15 variation jour/nuit minime (< 1 %) MESURE Mais … effet indirect sur le flux galactique par modification du champ magnétique terrestre Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 16 Les cascades Production de mésons p : p+NN'+np+nn+np Composante hadronique Les mésons p± se désintègrent : p m nm Composante muonique Les mésons p° et m se désintègrent : p° g g m e ne nm Composante électromagnétiq Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 17 Extension des cascades Les différentes composantes se distinguent par leur lon d'absorption dans l'atmosphère : Particul Mass Durée e e de vie MeV Electro 0.5 stable n Muon 105 2 ms Libre parcours g/cm2 100 261 Pion 139 26 ns 113 Proton 938 stable 110 Neutro 939 12 nExpérience rayons cosmiques min I I 0e A L Niveau de la mer A = 1033 g/cm2 136 D. Bertrand 18 Extension des gerbes Dépend de : • L'énergie • La nature des particules Nombre total de muons : 3/ 4 N N m 1GeV 0.95 105 e6 10 Ne nombre de particules chargées : E0 Ne 3.9 10 GeV 6 10 0.9 6 Nombre de muons/m2: extension de la gerbe 2.5 1.25 N m 1 1.25 0.75 r m r 1 2pG 1.25 320 320 Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 19 Dispositif Photomultiplicateur NB. Cables : basse tension Scintillateur Haute tension dans le boîtier des PM's 2 m Expérience rayons cosmiques Discriminateurs Coïncidence Microprocesseur Internet 2 m D. Bertrand 20 Scintillateurs Particule chargée traînée de molécules excitées Désexcitation d'une fraction (~3%) de molécules émission Surtout dans des milieux organiques aromatiques (polystyrèn polyvinyltoluène, …) Processus renforcé par présence de fluor (fluorescence) ajouté comme dopant dans des milieux non aromatiques (acry Processus en deux étapes (différentes concentrations de flu Excitation par ionisation du plastique de base 10-8 m Echelle approximative 10-4 m ~1 m Expérience rayons cosmiques transfert d'énergie dipolaire g émission d'UV : ~340 nm g émission dans le bleu : ~400 D. Bertrand 21 Photomultiplicateurs Anode de collection Focalisation Dynode Photocathode g Signal Efficacité quantique : Accélération # électrons/s pour n g incid Maximum entre 400-440 nm • Haute tension (~2 kV) : appliquée en ordre croissant à la cathode, aux dynodes e • Effet photo électrique • Accélérations successives des électrons • Multiplications des électrons arrachés à chaque dynode Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 22 Forme du signal … 20ns 0.5 V Discrimination ~5 V Bruit noir (dark noise) : (1kHz) nécessité de coïncidence Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 23 Processeur… Logique traitement signal+coïncidences Ethernet Configuration Mémoire 0,5 Mbytes Alimentation Processeur RISC 32 bits Expérience rayons cosmiques Entrées (discriminateurs) D. Bertrand 24 Acquisition de données Définitions : • début prise de données • type de coïncidence • Intervalle coïnc. (25 15 Réseau Ethernet Réception : • identification PM's touché • temps (milli sec) Programmation en LabVI Coïncidences: • 2 et seulement 2 (contiguës ou non) • Au moins 2 • 3 et seulement 3 (contiguës ou non) • Au moins 3 • 4 et seulement 4 (contiguës ou non) • Au moins 4 • 5 Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 25 Futur … GPS Synchronisation du temps Ecoles différentes Réseau Ethernet HAUTE ENERGIE Coïncidences sur une grande surface Expérience rayons cosmiques D. Bertrand 26
