Les rayons cosmiques: historique et enjeux actuels

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Les rayons cosmiques historique et enjeux actuels

• Isabelle Lhenry-Yvon, IPN Orsay

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Plan

• Historique
• Les rayons cosmiques aujourdhui enjeu
• Origine des rayons cosmiques
• Une revue des observations
• Évolution des techniques de détection

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Historique
4
Contexte scientifique
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Les expériences en électricité et
electromagnétisme représentent une avancée
majeure de la physique
1879 Le tube de Crookes permet la découverte
des rayons cathodiques
Conduction de lélectricité par les gaz Tubes a
vide et hautes tensions entre les electrodes
positives et négatives.
Crookes
1897 Thomson mesure le rapport charge sur masse
des rayons cathodiques par la déflection du
rayonnement par champs electriques et
magnétiques Découverte de la première particule
sub-atomique lelectron
Thomson
6
Nouvelles découvertes
1895 Röntgen découvre les rayons X les plaques
photographiques laissées près des tubes de
Crookes étaient noircies
Recherche dautres sources démission de rayons
X
1896 Becquerel découvre la radioactivité
naturelle en travaillant sur des échantillons
duranium.
1898-1900 Rutherford, P. et M. Curie and Villard
comprennent quil y a plusieurs types de
radioactivité ?, ?, ?
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La découverte des rayons cosmiques
Les premières expériences de radioactivité
utilisaient des électroscopes

• Quand lélectroscope est chargé, les feuilles(A)
  sécartent
• Lionisation du gaz à lintérieur décharge
  lélectroscope et les feuilles se rapprochent
  lune de lautre
• La fréquence de rapprochement des feuilles
  mesure la quantité d ionisation

Décharge spontanée des électroscopes !

• 1901 Wilson observe que la décharge est identique
  au sol ou dans un tunnel
• Pas deffet jour nuit
• Rutherford montre que cela est dû à la
  radioactivité naturelle

8

• 1910 Le père Théodore Wulf (jésuite, physicien
  amateur) réalise des expériences en haut de la
  tour Eiffel

Étienne Parizot
Les Rayons Cosmiques Ultra
-
Énergétiques
Ultra
-
9
1912 et 1913 Hess and Kolhörster mesurent lors
de vols en ballon le taux dionisation de
latmosphère en fonction de laltitude ?10000 m
Le taux dionisation moyen augmente avec
laltitude
- La source dionisation doit être au delà de
latmosphère terrestre! Mais quelle source
???? - Idée dune composante molle et dune
composante dure
-
-
10
Synthèse des mesures de Hess et Kohlörster
11
1925 Millikan introduit le terme  rayons
cosmiques  1928 Effet de latitude? On
sattend à ce que les rayons cosmiques, si ce
sont des particules chargées, soient sensibles
aux champs magnétiques terrestre, et soient moins
abondants au niveau de léquateur
1931-1932 Millikan/Compton Particules
chargées ou rayonnement g ?
12
En 1930, Compton lanceune série dexpéditions
60 physiciensparcourentle monde
13
Amsterdam
Résultats de Clay 1928 - 1932
Genoa
Jakarta
Les rayons cosmiques sont des particules chargées
1938 confirmation de leffet est/ouest prédit
14
Observation de gerbes par Rossi
1.3 cm Pb
Gerbes initiées par des protons dans des couches
de plomb dans une chambre à brouillard
La gerbe est la même que dans lair à plus petite
échelle 10 cm vs. 5 km
15
1938
Pierre AUGER découvre les gerbes atmosphériques
Taux de coïcidences fortuites 2 N1N2 t
15
eV (!)
E gt 10
Le taux de coïncidence est beaucoup plus élévé
que le taux de fortuites attendu, même quand les
détecteurs sont distants de 75m ? Les particules
mesurées par deux détecteurs de particules
proviennent de la particule initiale!!!
16
Les premiers détecteurs de rayons cosmiques

• La chambre à ionisation
• chambre à gaz munie délectrodes avec différence
  de potentiel pour collecter les ions (comptage
  global du taux dionisation)
• Lémulsion photographique
• Gélatine contenant du bromure dargent permet de
  restituer toutes trajectoire des particules
  ionisantes
• ( pas de temps mort, mais pas de mesure précise
  de temps)
• La chambre de Wilson (1897)
• (chambre à brouillard)
• Chambre avec air saturé de vapeur deau.
• Chaque particule chargée crée des ions
• le long de la trajectoire matérialisée par
• la condensation

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Détecteurs à ionisation
Nombre dions collectés
Voltage (volts)
18

• Le compteur Geiger-Müller (1928)
• chambre à ionisation à très forte HV
• avalanche délectrons
• impulsion électrique
• Compteur proportionnel( à la charge et lénergie)
• Sensible dès une particule ( mais sature vite)
• Peuvent sutiliser en coïncidence
• Détecteurs automatiques (1936)
• Chambre à ionisation automatique
• Télescopes de Geiger-Müller
• -gt Mesures jusquà 30 km daltitude

19
Le début de la physique des particules
1930-50 le rayonnement cosmique est une source
naturelle de rayonnement de haute énergie qui
permet létude des particules sub-nucléaires
20
La découverte du positron

• 1932 Anderson découvre dans une chambre de Wilson
  la trajectoire dun électron
• de charge positive
• Prédit par Dirac
• Première particule dantimatière !!!!

21
La découverte du muon

• 1937 mise en évidence dans une chambre de Wilson
  au cours dune collision anormale dun électron
• - une nouvelle particule de masse intermédiaire
  entre l électron et le proton, particulièrement
  pénétrante

22
La découverte des pions

• Dès 1935 , Yukawa prévoyait lexistence dune
  nouvelle particule qui séchangerait entre noyau
  et nucléons

1947 Première observation de mésons p chargés
grâce à des émulsions de AgBr à plus de 9000m
daltitude
Désintégration dun p en un muon un neutrino
23
Et les autres

• 1949 mésons K
• 1949 hypérons Lambda (L)
• 1952 Xi (X)
• 1953 Sigma(S)

La physique de particules est née !!.... Mais
létude des rayons cosmiques continue. ..et va
bénéficier de la physique des particules.
24
Les rayons cosmiques aujourdhui les enjeux
25
Les messagers du cosmos
Rayons cosmiques
Photons
Neutrinos
Gravitons ?

• Particules de matière arrivant sur la terre
• 4 CR/cm2/s
• gt 1 kg/an

Astronomie X, gamma
26
Un spectre dune extraordinaire régularité !!!
dN dA.dW.dt.dE
12 ordres de grandeur en énergie 32 ordres de
grandeur en flux
300 particules/s/m2 20 de la radioactivité
naturelle
27
Rayons cosmiques ? rayonnement du cosmos

• Rayons cosmiques
• particules chargées soumises à la déflection par
  les champs magnétique ( e-, p, noyaux)
• Sources inconnues
• Rayonnement du cosmos (non thermique)
• Photons se propageant en ligne droite
• Sources identifiées par astronomie gamma
• Pas de contribution importante au spectre des RC

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Un spectre pas si parfait
Genou 5 1015eV 2ème genou 3. 1017 Cheville
3. 1018eV GZK gt 8. 1019 eV
29
Spectre dénergie redressé (? E3 )
second genou
genou
GZK
cheville
30
Questions ouvertes

• Sources des rayons cosmiques
• Quels types dobjets astrophysiques
• Galactique/intergalactique ??
• Propagation depuis la source?
• Composition des rayons cosmiques gt 1012eV
• Devient plus lourde autour de 1015eV, mais après
  ???
• Spectre en énergie, en particulier dans la région
  GZK

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La zone GZK controversée
Spectre redressé ( E3 )
Linteraction des protons avec les photons du CMB
atténue lénergie des spécimens EgtEGZK (EGZK
5.1019 eV) produits à plus de 50 Mpc
1 particule par km2 par siècle
32
Enjeux scientifiques

• Les rayons cosmiques sont abondants et jouent un
  rôle important dans léquilibre énergétique de
  la galaxie
• E 1eV/cm3 E B ECMB E opt
• Équilibre du milieu interstellaire
• Champs magnétiques, chauffage, ionisation,
  astrochimie
• Régulation de la formation détoiles
• Importance des rayons cosmiques pour lhomme

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Enjeux scientifiques

• Les rayons cosmiques sont les messagers des
  événements les plus énergétiques de lunivers
• ? outil détude des accélérateurs cosmiques
• Ils se propagent dans lunivers et peuvent donner
  des informations sur les propriétés de
  lenvironnement cosmique
• - densités de matière
• - champs magnétiques

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Enjeux scientifiques

• Leur composition chimique, modulée par les effets
  de propagation, reflète les processus de
  nucléosynthese remontant à leur origine et peut
  aussi permettre de dater les objects
  astrophysiques
• Ils peuvent permettre de tester la validité de
  lois physiques dans des conditions extrêmes

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Enjeux scientifiques

• La composante à ultra haute énergie
• une énigme
• Y a t-il une coupure GZK?
• Y a t il de nouvelles particules encore
  inconnues?
• (modèles top down)
• Un nouveau champ dinvestigation
• Pas dinfluence aux champs magnétiques
• Astronomie proton ???
• Sondes des champs magnétiques inter-galactique et
  galactiques

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Origine des rayons cosmiques

• sources
• propagation
• anisotropies

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• Comment aborder le problème des sources
• Le problème est complexe car il met en jeu
• les sources, les interactions dans le milieu
  interstellaire, les champs magnétiques
  galactiques et intergalactiques
• Les outils pour le résoudre
• Identification des sites de production
• Spectre en énergie
• Composition du rayonnement
• anisotropies

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Les sources du rayonnement cosmiques

• Sites de production de rayons cosmiques
• Sites accélérateurs (accélération de Fermi)
• champs magnétique puissants et confinement
  dans une source
• Emax LBZ
• Taille du site champ magnétique
  charge
• Elt 1015-17? eV explosions de restes de
  supernovae
• candidats possible
• Spectre source Q(E) a E-2.1-2.3

39
A ultra haute-énergie, seuls site
possibles AGN GRB Etoiles à neutron
40
Les vestiges de supernova
41
A plus haute énergie ( Egt1017) , il faut trouver
dautres candidats pulsars, AGN , gamma ray
burst ? Doit on faire appel à des
mécanismes Top down? Désintégration de particules
super massives reliques des premiers instants de
lunivers
42
Production Propagation
E-2.7 Densité des RC
Ncr T
Qcr
Spectre source E-(2.4 2.1)
Temps déchappement E-(m)
2 lois de puissance source propagation
43
Schéma naïf de propagation des RC
Propagation des RC guidés par B Propagation
diffusive RCs diffusions sur des irrégularités
magnétiques. Confinement dans la galaxie .
Probabilité déchapper à la frontière, après
tesc
B
CR escape
44
Simple modèle de propagation Leaky Box

• Les CRs se propagent librement dans un volume
  délimité, avec une probabilité par unité de temps
  tesc déchapper
• tesc est le temps moyen passé par les RC dans la
  Galaxie, et dépend de la quantité de matière
  traversée lesc
• La dépendance en énergie secondary/primary ratio
  est attributée à la dependance en énergie de
  lesc (m0.6)
• Le spectre des RC est bien expliqué

45
Remarque

• La quantité de matière traversée diminue avec
  lénergie
• ?les RC de haute énergie passent moins de temps
  dans la galaxie
• ?les RC sont accélérés essentiellement avant
  dêtre propagés

46

• Propagation des rayons cosmiques
• Leffet GZK
• En 1965 découverte du fond diffus cosmologique
  par Penzias et Wilson (Cosmic Microwave
  Background)
• T 6 10-4 eV (2.7 Kelvin) , N 400 cm-3
• En 1966 prédiction dune coupure dans le spectre
  des rayons cosmiques

Interaction des noyaux avec ces photons qui
baignent lunivers ? effet GZK
47

• Greisen, Zatsepin et Kuzmin comprennent que plus
  lénergie des RC est élévée, plus ils viennent
  dune source proche peuvent
• E1020eV dlt100Mpc
• E1021eV dlt 15 Mpc

Attention, la coupure prévue dans le spectre
dépend de la source à lorigine
48
Propagation dans les champs magnétiques

• Dans la galaxie ( B3 mGauss)
• rayon de giration des particules
• ( courbure dans le champ magnétique)
• pour E1018 eV,
• rg300pc épaisseur du disque de la galaxie

49

• Pour Elt 1018 eV,
• particules chargées confinées dans la galaxie
• les directions darrivées des rayons cosmiques
  sont isotropisées
• -gtImpossible de pointer vers les sources
• -gtanisotropies à grande échelle ?

50

• pour Egt1018 eV
• Pas de confinement possible
• -gt perte disotropie de la composante galactique
  
• -gt Origine extra-galactique (très probable)
• isotropie attendue
• -gtAstronomie avec particules chargées possible
  à ultra haute énergie?

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Anisotropies simple description
Tl

• Tl(lumière) temps pour atteindre la terre en
  ligne droite depuis une source
• t temps mis par un RC pour atteindre la terre
• dT/t
• Si tT, d100, RCs arrive directement sur la
  terre. Anisotropie maximale
• Si t, d0, RC completement isotropisé par
  les champs magnetiques

Tout écart à lisotropie révèle un mouvement
soitdu système solaire par rapport au gaz de RC,
soit des RC de la source par rapport a lespace
intergalactique
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Modèle de diffusion des RC et anisotropie

• Dans le modèle simplifié, distribution uniforme
  des CR dans le volume
• Coefficient de diffusion
• (v vitesse de la particule lD libre parcours
  moyen de diffusion, échelles typiques des
  inhomogénéités de la MIS (0.1-0.3 pc)
• diffusion? densités de gradients (échappement
  des RC du plan Galactique )
• ?anisotropie d

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Modèle de diffusion des RC et anisotropie

• v vitesse de la particle
• r densité du disque (1proton/cm3)
• h hauteur du disque gazeux 100 pc
• H hauteur du gazeux halo 700 pc
• D/H vD vitesse déchappement characteristique
  de la galaxie 1.5 106 cm/sec
• D1028 cm2/sec
• Anisotropie attendue dvD/v10-4
• D croit avec E ( donc d croit avec E)

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Une revue ( non exhaustive) des observations

• Spectre en énergie
• Revue à travers la composition

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Rayons cosmiques primaires et secondaires

• RC primaires
• particules chargées venant de lespace et
  accélérées dans les sites astrophysiques
• e-
• proton,
• noyaux (ceux de la nucléosynthèse primordiale)

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Rayons cosmiques primaires et secondaires

• RC secondaires
• particules produites tout au long du parcours des
  rayons cosmiques
• Éléments de spallation conditions de
  propagation
• Anti-particules estimer ce quil reste aux
  processus exotiques
• Éléments de spallation radioactifs âge du
  rayonnement cosmique
• électrons, protons, noyaux, neutrons,
  anti-particules

57

• RC secondaires
• Particules secondaires
• particules produites dans latmosphère terrestre
• Éléments radioactifs piégés sur terre
  historique du RC
• Grandes gerbes détection des rayons cosmiques
  dultra haute énergie

58
Le spectre des rayons cosmiques
12 ordres de grandeur en énergie 32 ordres de
grandeur en flux
KE-g
g 2.7 en première approximation
59
Basses énergies
Elt10 GeV Nucléons et noyaux 90 des RC
Flux fortement affecté par les vents solaires (
et donc par les cycles solaires)
60
Modulation solaire
Variation du flux en (anti)-coïncidence avec les
cycles solaires)
Activité solaires
Intensité des RC
61
Energies lt 100 GeV
1 particule par m2 par sec
86 protons 13 He 1.4 noyaux ( Zgt2) 1
électrons 10-4 10-5 antiprotons
62
Le genou E5 1015eV Origine galactique
composition mixte encore controversée (protons
noyaux)
Le  genou  1 particule par m2 par an
63
La cheville 3 1018eV Transition galactique/
extragalactique??
La  cheville  1 particule par km2 par an
64
Spectre redressé ( E3 )
La zone GZK
1 particule par km2 par siècle
65
Les différentes particules composant les rayons
cosmiques

• Protons
• Electrons, positons
• Subissent des pertes en énergie( synchrotron,
  compton inverse)
• Ne viennent que de sources situées à moins de
  quelques 100 parsec de la terre ( environnement
  local)
• Spectres mal connus à haute énergie
• 100 fois moins abondants que les protons
• 10 de positons ( vérifié jusquà 30 GeV)
• De 100 MeV à 1000GeV , loi de puissance avec g2
• Noyaux
• Charge la plus élevée Z98

66
Flux différentiel e,e- ( E3)
Flux proton /100
67
Composition des RC lt 100 GeV
Li,Be,B ainsi que , Sc,Ti,V,Cr,Mn sont bcp plus
abondants dans les RC Eléments absents de la
nucléosynthèse stellaire.. Produits de spallation
de noyaux abondants tels que C,O ainsi que Fe
68
Flux différentiel pour les composantes primaires
les plus abondantes des rayons cosmiques
protons
He
C
Fe
69
Spallation induite par les RC
projectile léger ? cible lourde
LiBeB

• ?Production de particules secondaires
• Noyaux plus légers
• Noyaux radioactifs
• Positons
• Anti-protons

70
Taux de production instantanée du LiBeB
Quantité de LiBeB accumulée depuis la formation
de la galaxie (âge to)
Bon accord avec les observations
71
Rapports secondaires/primaires
Strong Moskalenko (2001)
72
Horloges cosmiques
12C H ? 9Be (noyau secondaire stable) 12C H
? 10Be (noyau secondaire instable 4 Myr)

• Le rapport 10Be/9Be depend de lhistoire de la
  production du noyau secondaire (sections
  efficaces)
• Lien entre le temps et la quantité de matière
  traversée

73
Quelques résultats

• Rapports secondaires/primaires ? les RC ont
  traversé une épaisseur de of XRC 610 g/cm2 en
  moyenne , des sources à la terre
• Horloges cosmiques ? les RC ont mis typiquement
  tRC 2 107 années à la traverser
• Donc, ils se sont proopagés dans un milieu de
  densité moyenne n XRC/ctRC 0.2 part. cm-3
• Ils ont donc passé du temps dans le halo

54Mn/Mn
36Cl/Cl
26Al/27Al
10Be/9Be
0
5
10
15
20
kpc
74
Les particules créées dans le milieu
interstellaire

• Noyaux légers
• Antiprotons ( ou autre antiparticules)
• Elt2 GeV
• 1/2000 protons
• en accord avec la production de paires p-p dans
  les interactions hadroniques lors du passage de
  protons
• dans le milieu interstellaire
• Neutrons
• Se propagent en ligne droite ..
• Mais durée de vie 15 mn ?9.1011s à 1018eV
• -gtne peuvent voyager que sur 10 kparsec-gt centre
  de la galaxie

Rayons X (1keV à 1 MeV) Rayons g (gt1
MeV) Produits à la source ou par interaction avec
les RC -gt Astronomie X ou g
75
Les particules secondairesproduites dans
latmosphère

• Particules issues des gerbes crées dans
  latmosphère
• Pions, muons, électrons, photons, noyaux

76
Composition des particules secondaires
Flux estimé à partir du flux des nucléons gt 1GeV
venant de lequation I(E)1.8 E-a Les points
expérimentaux correspondent à des mesures de m
au-delà de 1 GeV
77
Composante hadronique des gerbes

• Générée dès la première interaction du noyau ou
  nucléon primaire avec un atome de latmosphère
• 1 atome de Fe sous incidence verticale interagit
  à une altitude denviron 28km.
• 1/107 pourrait arriver à 10km, 5/1000 pour des
  alpha
• fragments nucléaires
• Pions (p,p-,p)
• kaons (K,K-,K)
• Neutrons
• Les pions chargés continuent à interagir et
  créent dautres pions chargés et neutres

78
Composante hadronique des gerbes

• Hadrons secondaires chargés détectés jusquà 106
  GeV
• mesures avec détecteurs embarqués dans Concorde
  (17km) ou DC8(10km)
• En (haute) montagne, mesure en anti-coïncidence
  de hadrons non accompagnés( survivants)
• Neutrons de désexcitation des noyaux de
  latmosphère ( jusquà 10 MeV)
• Intensité maximale à 16 km
• 1 neutron de 1GeV/m2/s au niveau de la mer
• la proportion de neutron/chargés à faible
  altitude diminue quand lénergie augmente

79
Composante muonique des gerbes

• Alimentée par la désintégration des pions ou
  kaons chargés en dessous de 9 GeV-
• Composante dure du rayonnement cosmique
• 25 plus de muons positifs que de négatifs
• ( reliés à la charge du primaire et sensibilité
  aux champs géomagnétique)
• Intensité à haute énergie augmente avec
  linclinaison
• Essentiel de la composante lt 10 GeV

80
Flux des m et m-

• Expérience
• CAPRICE 94
• (à 3.9 g/cm2)

Flux ( particules/cm2.sr.s.GeV/c)
10-1 1 10
Moment(GeV/c)
81
Evolution du flux des muons avec laltitude
Expérience CAPRICE 94
m-
m
82
Composante muonique des gerbes

• Les muons sont les particules chargées les plus
  abondantes au niveau de la mer.
• Les muons traversent de larges épaisseurs de
  matière
• ? Mesures souterraines ( tunnel Mont Blanc,
  mines de Kolar Gold)
• Mesures sous-marines (? 3000 m )
• ?Etude de muons jusquà 10000 GeV
• Létude des flux de muons est très importante
  pour remonter aux sources des RC primaires.

83
Composante électromagnétique des gerbes

• p ? gg ( t 0.8 10-16 s)
• g ? e e- ( création de paires)
• e ? e g ( bremstrahlung)
• e e-
• e g
• ?Photon, électrons, positons
• 100 fois moins de e e- à 1 GeV quà 10 MeV
• dépendance angulaire des e,e- complexe (sources
  multiples
• décroissance des mu(au sol), des p ( en
  altitude))

84
Les neutrinos

• Origine des neutrinos
• Soleil (quelques MeV)
• hommes ( centrales) ( ?100 GeV)
• terre ( radioactivité)
• Rayons cosmiques
• Produits dans latmosphère ( dans les gerbes)
• Produits dans sites tels que supernovae
• Énergies jusquà 106 MeV
• Du big bang( 4.10-4 eV)
• jamais vus

85
Les neutrinos

• Origine des neutrinos
• Solaires (quelques MeV)
• de hommes ( centrales) ( ?100 GeV)
• de la terre ( radioactivité)
• Rayons cosmiques
• Produits dans latmosphère ( dans les gerbes)
• Produits dans sites tels que supernovae
• Énergies jusquà 106 MeV
• Du big bang( 4.10-4 eV)
• jamais vus

86
Les neutrinos

• Produits par
• Pions et kaons
• Décroissance des muons
• Très faible taux dinteraction
• -gt Détecteur très volumineux
• -gt pas de mesure directe
• ( convolution du flux et du détecteur)

87
Flux des neutrinos vus par SuperKamiokande
Flux nm/ve attendu 2 ? Flux mesuré (malgré
les différences defficacité de détection)
nm
ne
?Amélioration de la connaissance des oscillations
?Recherche de neutrinos de haute énergie ( gt
1GeV )
88
Evolution des techniques de détection
89
Détection directe

• Emulsions nucléaires
• (améliorées)
• vols ballons
• ou vols habités
• Skylab (1973)
• Etude des traces nécessite la récupération du
  matériel
• ? étude de la composition

90
(No Transcript)
91
(No Transcript)
92
Détection directe (ballons, satellites)

• Détecteurs gazeux
• Compteurs proportionnels
• Geiger-Müller
• Chambres à étincelles
• Détecteurs solides
• Semi-conducteurs
• Scintillateurs photomultiplicateur
• Cristaux de germanium ( photons)
• (très bonne résolution en énergie)
• Détecteurs cherenkov photomultiplicateur
• (très bonne mesure de v et z)

93

• Développement de détecteurs complexes associant
  des mesures dénergie et de masse
• Calorimètres combinaison de détecteurs alternés
  avec des plaques de plombs
• Lénergie déposée dans le calorimètre doit être
  proportionnelle à lénergie de la particule
  incidente.
• Spectromètres magnétiques (associés à des
  détecteurs gazeux)
• ?Problème de poids , limite en énergie
  (100GeV/nucléon)

94
Les satellites PROTON
95
Le satellite HEAO-3 Spectromètre germanium
scintillateurs CsI
96
BESS (the Balloon-borne Experiment with a
Superconducting Solenoidal magnet)
Recherche danti-matière ( p, anti-helium) et
mesure des isotopes légers en Antarctique
97
HEAT-pbar (High Energy Antimatter Telescope)

• Spectromètre à Aimant Superconducteur avec
  Drift Tube Hodoscope (DTH), détecteur à
  Ionization multiple (dE/dx) and système à temps
  de vol (TOF)
• 1) Juin. 2000 vols fr Ft. Sumner, NM (22 heures
  de vol)
• 2) May 2002 vol de Ft. Sumner, NM (6 heures de
  vol )

98
Lancement de ballons
99
Résultats expérimentaux

• BESS, IMAX, MASS, CAPRICE and HEAT données en
  accord avec les prédictions de production de
  secondaires

• Le bon accord avec les modèles indique une bonne
  compréhension de la production et propagation de
  lanti-matière.

100
CREAM , vol ballon longue duréeE de 1012 à 5
1014 eV , 2004, 2005, 2007
101
Lexpérience AMS

• AMS est un spectromètre magnétique qui sera
  installé sur lISS (450km)
• -Détection directe des RClt 1 TeV/n
• haute résolution en énergie
• très bonne identification des particules
• sensibilité x1000 pour la recherche
  danti-matière

102
Evolution des techniques de détection
Au-delà de 1015eV problème de flux
103
Détection indirecte par détection de particules
secondaires

• Latmosphère est un calorimètre
• ? développement de gerbes de particules
• -gt production de milliards de particules au sol
• -gt émission de lumière cherenkov
• -gt émission de lumière de fluorescence
  (excitation puis désexcitation des molécules
  de lair)
• Techniques de détection
• - Réseau de détecteurs au sol
• - Télescopes à fluorescence

104
Large réseau de GM at Harwell, UK in mid-1950s 91
stations 2 x 200 cm2 and 1 x 15 cm2 T E
Cranshaw, W Galbraith, N A Porter, A M
Hillas.. Détection de lumière Cherenkov in
1953
1190 m
Porter (1958) 92 cm deep
105
Bassi,Clark et Rossi 1953 MIT USA
Dans les années 1950s, les liquides scintillant
commencent à remplacer les compteurs
106
Principe dun réseau de détecteur
Bassi, Clark et Rossi 1953
Les particules de la gerbe se déplacent dans un
disque, à la vitesse de la lumière La mesure des
temps dentrée des particules dans les détecteurs
donne la direction avec une précision denviron
2 degrés
107
Volcano ranch (1959-1974)
108
Le Volcano Ranch Detector avec les signaux de
lévènement le plus énergétique
Area enclosed by detectors 8 km2
First event claimed to be gt 1020 eV
109
Emission de lumière Cherenkov dans leau
muon
photomultiplicateur
41
Steel tank
Quand une particule se déplace à une vitesse
supérieure à celle de la lumière dans leau, de
la lumière est émise le long de son trajet dans
leau
110
(No Transcript)
111
Réseau dHaverah Park. Laire couverte de 12 km2
Chaque point corresponf à une cuve deau. Aux
points A1 - A4 laide est de 34 m2.
112
Evènement avec une energie de 8 x 1019 eV,
au-dessus de la coupure GZK
To Flys Eye
113
AGASAAkeno Giant Air Shower Array
100 km2 in JapanScintillator technique111
Electron detectors27 Muon detectors
114
AGASA 230 EeV
115
Premier télescope à fluorescence
Le Flys Eye en UTAH
116
x 1010
3 x 1020 eV !!!
Fly Eyes
117
Mesures dans la région du genou
EAS-TOP(composition, anisotropies)
118
EAS-TOP ( 1989-2000)
(2005 m a.s.l., INFN Gran Sasso National
Laboratory, Italy). 35 scintillateurs couvrant
105 m2.
119
KASKADE (spectre et composition dans la région
du genou)
252 stations
120
Résultats préliminaires sur la composition( 2
modèles hadroniques différents)
La composition est sensible aux modèles
hadroniques
121
Expérience en construction
Kascade-Grande (FZK) 25237 detectors 150 m
spacing 0.5 km2 Egt1016 eV
122
Utilisation de la radiodétection?

• Technique de la radio detection pour la
  détection des gerbes
• - testée il y a une vingtaine dannée puis
  abandonnée.
• - remise au goût du jour récemment
• - validation de la technique en coïncidence avec
  des détecteurs de surface
• -projets en cours, Codalema, Lopes

123
Mécanisme démission dondes radio par les gerbes
B
B champ géomagnétique
B
B

• e e- créés par la gerbe
• Émission cohérente synchrotron par les paires
• Signal radio autour de 100MHz

B
B
124
La situation expérimentale à ultra haute énergie
125

• Pour aller de plus en plus haut en énergie, il
  faut augmenter la surface de détection ..
• Et construire des réseaux de plus en plus étendus
  ..

126
Lobservatoire Pierre Auger3000 km2 de
détection hybride4 yeux de fluorescence 1600
cuves à eau
127

• Pour aller de plus en plus haut en énergie, il
  faut augmenter la surface de détection ..
• Et construire des réseaux de plus en plus étendus
  ..
• ou regarder les gerbes depuis lespace

128
EUSO
129
Détection de la fluorescence des gerbes depuis
lespace
130
Un mot sur les modèles hadroniques

• La détection indirecte des rayons cosmiques avec
  des réseaux de détecteurs au sol nécessite la
  simulation de gerbes à des énergies inexplorées
  par les accélérateurs
• ?Extrapolation des modèles hadroniques au-delà de
  1013 eV

131
(No Transcript)
132
Un mot sur les modèles hadroniques

• La détection indirecte des rayons cosmiques avec
  des réseaux de détecteurs au sol nécessite la
  simulation de gerbes à des énergies inexplorées
  par les accélérateurs
• ?Extrapolation des modèles hadroniques au-delà de
  1013 eV
• On attend LHC pour des données de plus haute
  énergie!! (1017eV)

133
Conclusion

• Les rayons cosmiques sont des messagers de
  lunivers particulièrement passionnants.