Section des unités de recherche Vague A : Campagne d`évaluation

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Vague A : campagne d’évaluation 2014-2015
Janvier 2014
Vague A : Campagne d’évaluation 2014 - 2015
Unité de recherche
Dossier d’évaluation
N.-B. : On renseignera ce dossier d’évaluation en s’appuyant sur l’ « Aide à la rédaction du dossier
d'évaluation d'une unité de recherche ».
Nom de l’unité :
Acronyme :
Nom du directeur pour le contrat en cours :
Nom du directeur pour le contrat à venir :
Type de demande :
Renouvellement à l’identique □ Restructuration □ Création ex nihilo □
Choix de l’évaluation interdisciplinaire
1
de l’unité de recherche :
Oui □ Non □
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L'évaluation interdisciplinaire concerne les unités de recherche dont les activités relèvent au minimum de deux
disciplines appartenant à des domaines scientifiques différents (SHS, ST, SVE).

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2. Astroparticule, rayons cosmiques et cosmologie
Expériences : Auger, CMB-Planck, AMS/CREAM, LSST, STEREO
2.1 Introduction
Les chercheurs et personnels techniques du LPSC participent à plusieurs projets couvrant la thématique
« astroparticules et cosmologie » : étude des rayonnements cosmiques d'origine galactique, étude des astro-
particules aux énergies les plus hautes, détermination des paramètres cosmologiques, recherche directe des
particules de la matière sombre, recherche de neutrinos stériles. Cette activité est soutenue par un groupe de
phénoménologie dont les activités transverses couvrent plusieurs de ces aspects. Des instruments spécifiques
doivent être conçus, construits puis exploités afin de mener à bien ces projets. Dans le cadre de collaborations
nationales ou internationales, pour des instruments au sol, embarqués en ballon ou sur des satellites,
ingénieurs, techniciens et physiciens du LPSC mettent tout en œuvre pour assurer la réussite de ces
expériences auxquelles ils contribuent.
2.2 Mesure et phénoménologie du rayonnement cosmique galactique : AMS, CREAM
Physiciens impliqués : A. Barrau, V. Bonnivard, M. Buénerd, L. Derome, A. Ghelfi, W. Gillard, D. Maurin, J-S.
Ricol, N. Tomassetti
Le rayonnement cosmique galactique (RCG) a été découvert il y a maintenant un siècle. Il s’agit de particules
énergétiques accélérées à des énergies relativistes dans les fronts de chocs associés à des explosions d’étoiles
(supernovæ). Ces particules se propagent ensuite dans la galaxie et notre système solaire. Le flux de particules
frappant la partie supérieure de l’atmosphère terrestre est de l’ordre de 1000 particules par m2 et par
seconde. Bien qu’étudié depuis un siècle, le RCG reste un domaine de grande activité d’un point de vue
expérimental et théorique : de nombreuses questions sont toujours sans réponses (origine, accélération,
propagation). Par ailleurs, les composantes rares du RC (e+, antiprotons) sont des sondes pour la présence de
matière noire dans notre Galaxie via leur annihilation.
L’objectif d’AMS-02 (installé depuis mai 2011 sur la station spatiale internationale) est la mesure « définitive »
de la composition du RC d’énergie entre la centaine de MeV et le TeV. Le LPSC a été impliqué dans la
conception et la construction de l’imageur Cherenkov (RICH) d’AMS-02, qui permet la mesure de la charge et la
vitesse des particules traversant le détecteur. Depuis 2011, le groupe a travaillé à la caractérisation des
détecteurs et l’étude de leurs performances. Un exemple est donné par l’utilisation des protons du RCG pour
réaliser une cartographie complète de l’indice de réfraction du radiateur aérogel utilisé dans le RICH d’AMS-02.
Concernant l’exploitation des données, plusieurs analyses sont menées en parallèle. Le groupe a fourni une
mesure indépendante (de l'analyse standard) de la fraction de positrons en utilisant le RICH à basse énergie.
Enfin, les membres du groupe jouent actuellement un rôle moteur pour les mesures des flux de protons et
d’hélium dans AMS. Pour terminer, l'expertise acquise par l’étude du RCG à basse énergie en lien avec
l’activité solaire est très utile pour la collaboration.
L’expérience CREAM est une expérience embarquée sur ballon stratosphérique. Son objectif est la mesure du
RCG entre 1 TeV et 1 PeV (complémentarité avec AMS-02). Le groupe du LPSC a construit en 2006 un imageur
Cherenkov appelé CherCam, dérivé du RICH d’AMS-02. CherCam a été embarqué sur quatre campagnes de vol.
L'analyse des mesures prises lors de ces vols nous a permis de reconstruire les flux des noyaux B, C, N, O et du
rapport B/C dans le RCG. Présentés à COSPAR, ces résultats sont les plus récents de la collaboration CREAM. Le
service électronique a développé des alimentations 12 kV pour les HPD du calorimètre de CREAM.
La phénoménologie du RCG s’intéresse aux paramètres des modèles de propagation RCG utilisant : les espèces
dites primaires (p, He, C, O, etc.) qui sont les plus abondantes et qui tracent les sources du RCG, et espèces
dites secondaires (2H, 3He, B, etc.) qui tracent les mécanismes de transport dans la Galaxie. Pour tirer parti au
mieux des mesures d'AMS-02 et de CREAM à venir, le groupe a développé et utilisé (pour la première fois dans
le rayonnement cosmique) un Markov Chain Monte Carlo (MCMC) pour contraindre les paramètres de
propagation. Une base de données
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regroupant l'ensemble des données du RCG en-deçà du PeV a été mise à
disposition de la communauté (plus de 700 adresses IP se sont déjà connectées). Pour la recherche indirecte de
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https://lpsc.in2p3.fr/crdb

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matière noire, en complément des espèces chargées, le groupe du LPSC a étudié et classé les meilleures cibles
en γ pour les observatoires présents (Fermi-LAT) et futurs (CTA). Au sein de ce groupe a été développé le
premier code public CLUMPY
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pour le calcul du facteur astrophysique J (dépendant de la densité de matière
noire), ce qui a permis d'étudier les signaux attendus dans galaxies naines sphéroïdes et les amas de galaxies.
Perspectives
AMS est dans une phase de prise et d’exploitation des données. L’objectif dans les années à venir est de
poursuivre le retour scientifique de cette expérience en terme de mesure des flux des noyaux et des rapports
isotopiques pour la physique de la propagation galactique, de recherche de matière noire, de variation des flux
pour l’étude de la modulation solaire. ISSCREAM devra être installé fin 2014, début 2015 sur la station spatiale
internationale, nous envisageons une participation pour étendre les analyses AMS à plus haute énergie. La
phénoménologie associée à ces nouveaux résultats sera développée pour mieux contraindre les modèles de
propagation du RCG et étudier le potentiel des différentes sondes pour la détection de matière noire.
2.3 Rayons cosmiques d’ultra haute énergie : AUGER
Physiciens impliqués : M. Avenier, C. Bérat, , J. Chauvin, D-H Koang, D. Lebrun, S. Le Coz, K. Louedec, F.
Montanet, K. Payet, C. Rivière, A. Stutz, M. Tartare
La physique des rayons cosmiques d’ultra haute énergie (RCUHE) permet d’explorer un domaine d’énergie
inaccessible aux accélérateurs et ouvre la voie à l’exploitation des particules cosmiques dans l’astronomie. Le
flux de RCUHE est extrêmement faible (moins de un rayon cosmique par km2 et par siècle pour les plus hautes
énergies) et leur étude est conditionnée par la caractérisation des gerbes de particules secondaires qu’ils
engendrent dans l’atmosphère. Une équipe de recherche du LPSC est membre de la collaboration
internationale à l’origine de l’Observatoire Pierre Auger, le plus grand détecteur de rayons cosmiques en
fonctionnement. S’étendant sur 3000 km2, l’Observatoire mesure les gerbes en détectant les particules arrivant
au sol, avec un réseau de 1660 détecteurs autonomes (compteurs Cherenkov à eau), et la lumière de
fluorescence qu’elles produisent dans l’atmosphère, avec 27 télescopes. L’équipe s’est fortement impliquée
dans le fonctionnement de l’Observatoire, plus particulièrement dans le contrôle en ligne du réseau au sol, et
la caractérisation de l’atmosphère.
Durant les 5 dernières années, la mesure des gerbes atmosphériques par la collaboration Auger a permis des
avancées remarquables dans la connaissance des RCUHE. Ces résultats ont donné lieu, depuis 2009, a 37
articles dans des revues à comité de lecture. Leur spectre en énergie a été mesuré avec une précision inégalée
de 0.1 à 100 EeV (soit 1018 eV), et la forte diminution du flux au-delà de 40 EeV est confirmée de façon
indiscutable. La nature de cette atténuation reste cependant à établir, deux scénarios différents pouvant
l’expliquer : soit une coupure due à l’interaction des RCUHE dans leur propagation avec les photons du fond
cosmologique, soit une limite en énergie intrinsèque à leurs sources. La recherche de neutrinos UHE, à laquelle
le LPSC a participé, a conduit à mettre des limites sur leur flux. Cette absence clairement établie de neutrinos,
et également de photons, tels que prédits par les modèles attribuant l’origine des RCUHE à la désintégration de
particules super massives, défavorise ceux-ci au profit des modèles d’accélération dans des sites
astrophysiques. La collaboration Auger a analysé les directions d'arrivée des RCUHE aussi bien dans différentes
gammes d'énergie que sur différentes échelles angulaires. Même si la distribution d’arrivée des rayons
cosmiques observés au-delà de 50 EeV est anisotrope (avec un niveau de confiance supérieur à 99%), leurs
sources, bien que vraisemblablement astrophysiques, restent inconnues. Des indices d'une potentielle
anisotropie à grande échelle autour de 1 EeV, gamme en énergie particulièrement riche en informations sur la
fin de la composante galactique du rayonnement cosmique, sont à confirmer sur les données à venir.
L'interprétation des mesures de la profondeur du maximum de développement des gerbes suggère une
évolution de la composition du rayonnement cosmique des noyaux légers (protons) vers des noyaux plus lourds
(fer), au delà de 4 EeV. Ce résultat, extrapolé au-delà de 50 EeV, semble incompatible avec l’existence de
l’anisotropie observée à haute énergie, les déviations magnétiques typiques subies par des noyaux lourds ne
permettant pas de pointer vers leur source.
Les UHECR offrent l’unique possibilité d’étudier les interactions hadroniques à haute énergie, et le LPSC a été
impliqué dans l’organisation des analyses portant sur ce thème. La section efficace proton-air a pu être
mesurée à une énergie dans le centre de masse de 57 TeV, soit près d’un ordre de grandeur au-dessus de
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https://lpsc.in2p3.fr/clumpy

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l’énergie actuelle du LHC. Cette mesure, convertie de manière fiable en une valeur de la section efficace
proton-proton a été comparée aux résultats récents sur collisionneur afin de contraindre les modèles
d’interaction hadronique. D'autres observables liées à la masse des rayons cosmiques, et très sensibles aux
détails des interactions hadroniques d'UHE, sont analysées, telles que le nombre de muons dans les gerbes, leur
profondeur de production dans l’atmosphère. La comparaison entre les mesures de l'Observatoire et les
prédictions des modèles interactions hadroniques montre que ceux-ci doivent encore être amendés pour
reproduire des données toujours plus précises.
Malgré la remarquable précision obtenue dans la mesure du spectre, celle-ci seule n'est pas suffisante pour
séparer les différents scénarios astrophysiques capables de le reproduire. D'autres observables doivent être
combinées pour pouvoir éclaircir la situation, en particulier pour identifier la nature des RCUHE. Pour cela, une
meilleure séparation des composantes muoniques et électromagnétiques des gerbes atmosphériques est
indispensable. Après avoir participé à la mise en œuvre d’un démonstrateur à l’Observatoire Radio-
astronomique de Nançay, l’équipe a poursuivi ses activités de R&D de détection radio des gerbes
atmosphériques sur le site même de l’Observatoire Auger, non seulement dans la gamme des ondes
décamétriques, mais aussi, dans le cadre d’une démarche innovante, dans la gamme des micro-ondes.
Bénéficiant d’un financement ANR, les objectifs du projet sont d’utiliser les rayonnements de bremsstrahlung
moléculaire comme nouvelle observable pour une meilleure identification de la composante électromagnétique
des gerbes atmosphériques. Le LPSC a largement contribué à la caractérisation des antennes utilisées, et à la
recherche de signaux radio dans les données. Bien que l’intensité du signal s’avère plus faible qu’attendue, le
projet a permis de mettre en évidence l’émission par les gerbes de signaux radios autour de 3.4 GHz.
Perspectives
La collaboration Auger prévoit des améliorations de l’Observatoire pour poursuivre son exploitation après 2015,
et progresser dans l’interprétation des résultats déjà obtenus. Une identification de la nature des particules
primaires, événement par événement, s’avère indispensable, et peut être réalisée par une rénovation et une
amélioration du réseau de détection des particules au sol.
2.4 Anisotropies en température et polarisation du Fond Diffus Cosmologique : PLANCK et NIKA
Physiciens impliqués : R. Adam, A. Catalano, C. Combet, B. Comis, G. Hurier, F. Kharab, F. Macias-Perez, F.
Mayet, L. Peroto, C. Renault, A. Ritacco, L. Sanselme, D. Santos
Après COBE et WMAP, Planck est la troisième génération de satellite dédié à l’observation du rayonnement
fossile à 3 K (ou CMB pour Cosmic Microwave Background), et le premier mis en oeuvre par l’agence spatiale
européenne. Planck est une collaboration internationale organisée autour des deux instruments (LFI et HFI pour
Low et High Frequency Instrument), regroupant environ 400 chercheurs, dans une dizaine de pays en Europe et
en Amérique, pour un budget d’environ 550 M€. En France, le LPSC a des responsabilités « clefs» tant au niveau
de l’instrument (électronique des systèmes de refroidissement à 20 K et 100 mK) que de l’analyse de données
(TOI processing).
L’objectif de Planck est la mesure définitive des anisotropies primaires en température et une mesure de
précision pour la cosmologie des modes E et B de polarisation. À partir de l’étude statistique des observables,
les paramètres cosmologiques tels que la géométrie et le contenu de l’Univers mais également la dynamique de
la période d’inflation ont été estimés précisément, avec des erreurs de un à quelques pour-cent selon ces
paramètres. Cette précision inégalée a permis de défavoriser de nombreux modèles de nouvelle physique qui
ont dû faire face à de très fortes contraintes observationnelles.
L'équipe Planck au LPSC a pris en main l'analyse des données ordonnées en temps (TOI) ainsi que l'étude des
effets systématiques en température et en polarisation. Nous avons également mis en oeuvre des teste en
laboratoire pour comprendre les phénomènes physiques à l'origine du très haut taux d'impact des rayons
cosmiques observé par Planck. La qualité des cartes fournies, tant en terme de sensibilité que de résolution
angulaire, permet également une reconstruction des anisotropies dites secondaires, car affectant le CMB après
son émission. Notamment, le LPSC a participé activement à la première reconstruction aux plus grandes
échelles angulaires de l’effet de lentille gravitationnelle que les grandes structures impriment sur le CMB,
conférant ainsi une sensibilité à l’échelle absolue de masse des neutrinos. Nous avons également été fortement
impliqués dans la construction et validation du catalogue de millier d’amas et super amas de galaxies observés
grâce à leur interaction avec le rayonnement fossile par effet Sunayev-Zeldovich, ce qui a ouvert une nouvelle
voie pour l’étude statistique des grandes structures. En outre Planck a permis une révolution dans la physique

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galactique permettant pour la première fois l’étude en température et polarisation des émissions galactiques
diffuses : synchrotron, AME, free-free, poussière thermique et CO. Nous avons été responsables de la
reconstruction de cette dernière qui constitue un contaminant inattendu mais majeur aux études
cosmologiques. Enfin, nous avons pris en charge l'étude et correction des effets systématiques de fuites
d'intensité en polarisation qui limitent la sensibilité de Planck pour la reconstruction des modes E et B. Ceci
nous a aussi permis d'être fortement impliques dans l'analyse cosmologique en polarisation qui sera publiée en
2014.
Grace à ces travaux, les membres permanents du groupe Planck au LPSC appartiennent au Core Team et ont
gagné le droit de signer tous les articles Planck (60) qui ont eu un fort impact dans la communauté (plus de
1500 citations). Les membres non permanents ont pu signer les papiers correspondant aux analyse dans
lesquels ils ont été impliqués. Plusieurs de ces articles ont été pris en charge par le LPSC suite à notre
responsabilité dans l’analyse des données ordonnées en temps et notre implication dans les analyses de
physique.
Après le satellite PLANCK, construit à partir de détecteurs individuels, le futur de l'étude du Fond Diffus
Cosmologique dans le domaine millimétrique passe par des matrices de détecteurs afin de pouvoir d’une part
augmenter significativement la sensibilité des instruments pour la mesure des modes B en polarisation et donc
l'étude de l’univers primordial, et d’autre part atteindre une haute résolution angulaire pour une étude
détaillée des amas de galaxies par effet Sunyaev-Zeldovich et de l'époque de ré-ionisation de l’univers.
Dans ce cadre, les caméras à base de Kinetic Inductance Detectors (KIDs) peuvent jouer un rôle majeur. Le
LPSC en collaboration avec l’Institut Neel et l’IRAM est impliqué dans la fabrication de NIKA. NIKA est un projet
pour la construction et l’exploitation d’une caméra bi-bande (140 et 240 GHz) de matrices de KIDs (environ
5000 détecteurs en tout) pour des observations en intensité et en polarisation dans le domaine millimétrique
au télescope de 30 m de l’IRAM, Grenade. Le projet NIKA, financé par une ANR ainsi que par des contributions
régulières du labex FOCUS, comporte trois phases principales: 1) construction et test d’un prototype avec une
centaine de détecteurs par canal, 2) construction et installation de la camera finale, et 3) exploitation
scientifique du temps d’observation garanti. L’ensemble de la caméra est composé d’un cryostat à dilution de
100 mK, trois matrices de KIDs, un système optique de reprise froide, un ensemble optique pour la polarisation,
une électronique froide et des électroniques chaudes RF et de lecture. Le LPSC a eu la responsabilité du
développement et construction de l'électronique de lecture du prototype et de la caméra finale ainsi que du
système de mesure de la polarisation. Le LPSC participe également activement au design du cryostat de la
caméra finale et à sa construction en incluant des développements mécaniques et des logiciels de contrôle du
système cryogénique et de l’instrument.
Des observations de qualité scientifique ont été obtenues pour la première fois avec des KIDs en 2012. L'équipe
du LPSC a joué un rôle majeur dans l’analyse et interprétation de ces observations. Forte de son succès la
camera prototype a été ouverte aux observateurs externes. Le projet NIKA a donné lieu à 11 articles publiés
dans des revues de rang A (avec comité de lecture).
Perspectives
NIKA2, qui remplacera NIKA au télescope de 30 m de l'IRAM, sera opérationnel pour des observations
astrophysiques début 2016. Le LPSC sera en charge du large programme NIKA2 sur l'effet SZ qui sera déroulera
pendant 5 ans (observations et analyse compris). Nous participons également aux efforts pour la conception
d'une mission satellite de type M pour la mesure ultime de la polarisation du CMB qui serait (si sélectionnée)
mis en orbite en 2028.
2.5 LSST et cosmologie théorique
Physiciens impliqués : A. Barrau, T. Cailleteau, A. Choyer, L. Derome, A. Gorecki, D. Maurin, J-S. Ricol, F.
Vidotto
Le projet LSST est un télescope qui permettra dès 2021 de dresser une carte 3D de l'Univers avec une
profondeur et une précision inégalées. Le formidable catalogue de plusieurs milliards de galaxies lointaines
observées par le télescope permettra une étude sans précédent de notre Univers et fournira des informations
capitales en cosmologie. L'étude des oscillations baryoniques, par exemple, permettra de mieux comprendre
l'énergie noire qui représente 70% de la densité d'énergie de notre Univers.