Corinne B

1
Energie Extrême

• Corinne Bérat Laboratoire de Physique
  Subatomique et de Cosmologie, Grenoble

2
Résumé
Pour explorer le domaine des processus
dénergies les plus élevées se produisant dans
notre univers, une mission est en cours
dorganisation dans la future Station Spatiale
Internationale, cest EUSO, lObservatoire
Spatial Européen de lUnivers Extrême
3
Plan du cours

• Quappelle-ton énergie extrême ?
• Lhistoire des rayons cosmiques
• Les rayons cosmiques
• Les grandes gerbes atmosphériques
• Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes
• Origine et propagation des rayons cosmiques aux
  énergies extrêmes
• Le projet EUSO

4
Qu'appelle-t'on
Energie Extrême ?
5
Quappelle-t-on énergie extrême ?

• Energie et infiniment petit
• Exprimée en Joule dans le domaine macroscopique
• Energie force (N) par longueur (m)
• Exprimée en électron-Volt (eV) dans le domaine
  des particules
• Lélectron-volt (eV) est lénergie acquise par un
  électron qui passe, dans le vide, dun point à un
  autre ayant une différence de potentiel de un
  volt.

1 eV 1,602   1019 J
0,000 000 000 000 000 000 16 J
6
Quappelle-t-on énergie extrême ?

• eV, keV, MeV... ZeV

1 eV 1,602   1019 J

• Besoin dautres unités !
• 1 000 eV 1 keV
• 1 000 000 eV 1 MeV
• 1 000 000 000 eV 1 GeV
• 1 000 000 000 000 eV 1 TeV
• 1018 eV 1 EeV
• 1021 eV 1 ZeV

7
Quappelle-t-on énergie extrême ?

• Energie des particules dans la nature
• 0,03 eV
• énergie dune molécule doxygène ou dazote dans
  lair
• 0,67 eV
• énergie nécessaire à un proton ou un neutron pour
  échapper à lattraction terrestre
• 1000 15 000 eV , 200 000 eV
• énergie typique dun électron dans une aurore
  polaire
• dun X dune radio dentaire !
• 1 - 10 MeV
• énergie des particules émises par les éléments
  radioactifs
• 1-100 000 000 000 GeV
• Domaine dénergie couvert par les rayons cosmiques

8
Quappelle-t-on énergie extrême ?

• Energie des particules dans les
  accélérateurs(exemple du CERN)
• ISR Intersecting Storage Rings
• le premier collisionneur proton-proton à être mis
  en service (1971) fournissant au maximum 31 GeV
  par faisceau.
• SPS Super Proton Synchrotron
• Synchrotron à protons, atteignant des énergies de
  450 GeV.
• LEP Large Electron-Positron collider
• Faisceaux atteignant 100 GeV, collisions ee- à
  200 GeV
• LHC Large Hadron Collider
• En construction, pour obtenir des collisions
  proton-proton à une énergie de 14 000 GeV (14
  TeV).

9
Quappelle-t-on énergie extrême ?

• Collisions proton-proton au LHC (2007)

• protons de 7 TeV contre protons de 7 TeV 14
  TeV dans le centre de masse énergie disponible
• température de 1016 degrés
• conditions existantes 10-12 secondes après le big
  bang
• Un paquet de protons croise un autre paquet
  de protons 40 millions de fois par seconde a
  20 collisions
• 800 millions de collisions par seconde !!!

10
Quappelle-t-on énergie extrême ?

• Energie extrême
• Au cours des décennies écoulées, une
  demi-douzaine de détecteurs ont observé une
  vingtaine de rayons cosmiques dont les énergies
  atteignent ou dépassent
• correspond à plusieurs dizaines de joules !
• énergie macroscopique exceptionnelle pour une
  particule microscopique
• Loin devant lénergie du futur LHC 7 1012 eV
  par faisceau
• Extrêmement énergétiques et extrêmement rares !
• Selon nos connaissances présentes, aucun
  mécanisme astrophysique connu n'est capable
  d'accélérer des particules à de telles énergies.

1020 eV
100 000 000 000 GeV
11
L'histoire des
rayons cosmiques
12
Lhistoire des rayons cosmiques

• Contexte scientifique
• au XIXe siècle
• Unification électricité et magnétisme
• Identification de la nature de la lumière (onde
  EM)
• Matière théorie atomique primitive (noyau et
  électrons inconnus)
• À la fin du XIXe siècle, nouveaux rayonnements
• Rayons cathodiques, rayons X, rayonnement
  radioactif, rayons cosmiques

Faraday
Maxwell
Hertz
13
Lhistoire des rayons cosmiques

• Rayonnements lumière ou matière ?
• Rayonnement cathodique
• des physiciens dont Crookes, Perrin et Thomson
  étudient le comportement des rayons cathodiques
  en présence d'aimants et de champs électriques
  ales rayons sont déviés
• J. J. Thomson conclut que ces rayons sont des
  particules négatives qu'il appelle électrons
  (1898)
• Rayons X
• Découverts par Röntgen en 1895
• Nature incertaine jusquà Von Laue (1912)
• Radioactivité
• Découverte par Becquerel en 1896 (uranium)
• 1898-1900 P. et M. Curie, E. Rutherford et P.
  Villard comprennent quil y a plusieurs types de
  radioactivité (a, b, g)

14
Lhistoire des rayons cosmiques

• Découverte des rayons cosmiques
• 1901
• Wilson remarque que les électroscopes se
  déchargent tout seuls sous terre aussi bien que
  sur terre, c'est la radio-activité naturelle
  (Rutherford), effet dominant.

• 1910
• Le père Wulf fait des études en montant à la tour
  Eiffel l'électroscope se décharge moins vite,
  mais pas autant que ce qui était prévu (en 80 m
  dépaisseur datmosphère, il ny a que la moitié
  du rayonnement qui passe.)
• Donc  ça  vient d'au dessus

15
Lhistoire des rayons cosmiques

• Lélectroscope
• Électroscope chargé a les bras se repoussent
• Soumis à un rayonnement énergétique, lair se
  trouve partiellement ionisé et les charges sont
  évacuées
• Lélectroscope se décharge dautant plus vite que
  le rayonnement est plus intense

16
Lhistoire des rayons cosmiques

• Découverte des rayons cosmiques
• 1912 
• Victor Hess monte en ballon à 5350 m découverte
  du rayonnement cosmique.
• 1914 
• Kolhörster monte à 9 Km

17
Lhistoire des rayons cosmiques

• Nature des rayons cosmiques ?
• 1925
• Robert Millikan pense que les rayons de Hess sont
  des rayons gamma ? rayons cosmiques
• 1929
• W. Bothe et W. Kohlörster, utilisant des
  compteurs Geiger montrent que les rayons de Hess
  sont chargés ? matière !!
• mais Millikan est prix Nobel et ne veut pas en
  démordre
• Skobeltzyn montre aussi que cest de la matière
  grâce aux chambres à brouillard
• mais rien ny fait.
• 1930
• Compton (un autre prix Nobel) fait rendre raison
  à Millikan, grâce à leffet de latitude (effet du
  champ magnétique terrestre)  il envoie 60
  chercheurs dans le monde le vérifier

18
Lhistoire des rayons cosmiques

• Chambre à brouillard de Wilson
• Un gradient de température est établi entre le
  haut et le bas d'une enceinte isolée
  thermiquement et remplie d'un mélange d'air et de
  vapeur d'alcool.
• Avant de se condenser sur le fond, les vapeurs
  d'alcool traversent une zone de sursaturation.
  Dans cette zone, les ions produits par les
  interactions des particules ionisantes
  (électrons, positrons, alpha, pions, etc...) avec
  le gaz se comportent comme des germes de
  condensation le long des trajectoires.
• Par l'analyse des trajectoires (longueur,
  densité, profil,..) on peut sélectionner les
  différents types de particules et caractériser
  leur comportement par leurs interactions avec la
  matière.

19
Lhistoire des rayons cosmiques

• Découverte de nouvelles particules
• Au sol, on ne voit que les particules
  secondaires, issues de l'interaction des rayons
  cosmiques (RC) avec l'atmosphère.
• Les RC ont ainsi permis la découverte de
  nombreuses particules ? naissance de la physique
  des particules
• 1932 positon e
• Prédit par Dirac en 1930
• dans une trace de RC
• 1936 muon m
• Semblable à lélectron mais 200 fois plus massif
• 1947 pion p
• au pic du Midi

20
Les rayons cosmiques
21
Les rayons cosmiques

• Nature des rayons cosmiques
• particules ordinaires noyaux, électrons,
  photons, neutrinos
• Composition
• Les rayonnements cosmiques représentent 1/3 de la
  radioactivité naturelle totale
• Cas des neutrinos
• 100000 milliards de n traversent votre corps
  chaque seconde
• Un seul arrêté par votre corps pendant toute
  votre vie

composition de la matière de l'univers
22
Les rayons cosmiques

• Rayons cosmiques primaires et secondaires
• Primaire
• toute particule qui arrive sur terre venant de
  lespace
• Secondaire
• Particules détectées sur terre principalement
  produits dinteraction de rayons cosmiques
  primaires avec la partie supérieure de
  latmosphère a appelés secondaires
• Essentiellement des muons, des électrons, des
  photons
• Les rayons cosmiques secondaires sont
• des particules
• venant des couches supérieures de latmosphère
• Les RC secondaires sont produits par de
  véritables rayons cosmiques ! Doù viennent-ils ?

23
Les rayons cosmiques

• Origine des rayons cosmiques
• Particules produites par des mécanismes
  astrophysiques plus ou moins violents
• réactions de fusion au coeur des étoiles
• supernovae (effondrement d'étoiles à bout de
  carburant )
• collisions de galaxies
• phénomènes exceptionnels provoqués par des trous
  noirs se trouvant au centre de certaines galaxies
  (noyaux actifs)

Supernova 1987A image dHubble
24
Les rayons cosmiques

• Propagation des rayons cosmiques
• Lorigine des cosmiques chargés reste encore
  hypothétique
• Impossible de repérer la source dun cosmique
  chargé du fait quil a traversé le champ
  magnétique de la galaxie, voire le champ
  magnétique intergalactique !
• Champs magnétiques
• galactiques -gt estimations
• De lordre du microgauss
• Dintensité variable selon la position
• Intergalactiques ? Incertitude bien plus grande
• De lordre du nanoGauss (?)

25
Les rayons cosmiques

• Propagation des rayons cosmiques
• Rayon gyromagnétique
• Rgyro E/B rayon du cercle décrit par la
  particule dénergie E, en négligeant le
  rayonnement de freinage, dans un champ uniforme B
• Angle dinflexion
• Après avoir parcouru une distance d
  perpendiculairement au champ, la particule a
  infléchi sa trajectoire dun angle q d/Rgyro
  dB/E.
• En unités appropriées, ceci donne

26
Les rayons cosmiques

• Des messagers fort utiles
• Particules cosmiques transportant avec elles des
  informations (leur énergie, direction,
  composition chimique etc...) a mécanismes qui
  sont à leur origine.
• Seul moyen dont nous disposons pour comprendre
  ces derniers !
• l'astrophysique échappe complètement au contrôle
  de l'expérimentateur les phénomènes qu'il veut
  étudier ne lui sont accessibles qu'indirectement.
  
• Seuls "messagers" permettant d'étudier les
  phénomènes astrophysiques à distance
• ondes émises par les objets de l'étude (étoiles,
  galaxies etc...)
• les rayons cosmiques.

27
Les rayons cosmiques

• Les rayons cosmiques aujourdhui

Le flux mesuré sétend sur 32 ordres de grandeurs
De la taille dun cheveu à 10 milliards dannée
lumière
1 particule par m2 par sec
Lénergie mesurée sétend sur 12 ordres de
grandeur De la taille dun cheveu à 100 000 km
Flux 4 RC /cm2/s 1 kg/an, ltlt 40 000
tonnes/an (météorites).
28
Les grandes gerbes
atmosphériques
29
Les grandes gerbes atmosphériques

• Découverte des gerbes atmosphériques
• Ce sont des averses soudaines de particules,
  résultant dun seul rayon cosmique initial
  dénergie colossale.
• découvertes par Pierre Auger en 1938, au
  laboratoire Jean Perrin au JungFraujoch

30
Les grandes gerbes atmosphériques

• Découverte des gerbes atmosphériques
• Pierre Auger, Académie des Sciences, séance du 18
  Juillet 1938

• On voit daprès ces résultats que les averses
  soudaines de rayons cosmiques décrites ici
  peuvent couvrir des surfaces de lordre de 1000
  m2, et comportent donc plusieurs dizaines de
  milliers de corpuscules, dont une moitié environ
  peut traverser 5cm de plomb

31
Les grandes gerbes atmosphériques

• Cascades de particules

Gamma e, e- muons
32
Les grandes gerbes atmosphériques

• Energie et taille stupéfiantes
• Energie initiale supérieure à 1015 eV !
• ? vitesse relativiste
• ? 1 km correspond à 1 mm et 1 seconde à 3
  semaines.
• Domaine d'énergies supérieures à 1019 eV
• les particules interagissant dans les hautes
  couches de l'atmosphère (plusieurs dizaines de
  km) créent des gerbes dont l'impact au niveau du
  sol comporte environ 100 milliards de particules
  (photons et électrons essentiellement)
• réparties sur une dizaine de km2.
• EXTREMEMENT RARE flux de lordre de 1
  RC/km2/siècle

33
Les grandes gerbes atmosphériques

• Moyens de détection
• trop rares pour être détectés directement !!!
• possible de mesurer l'énergie que les gerbes
  déposent dans l'atmosphère.
• Détection des particules, produites en cascade, à
  la surface de la Terre. caractéristiques a
  énergie initiale, direction d'incidence.
• Détection de la lumière émise par l'interaction
  de la particule avec les molécules d'azote
  (utilisée pour des particules de plus de 1017eV)
• Aucune technique efficace pour identifier la
  particule initiale (indispensable pour la
  compréhension du mécanisme d'accélération).
• La profondeur de pénétration augmente avec la
  masse de la particule incidente mais à cause des
  fluctuations elle n'est pas mesurable.

34
Les grandes gerbes atmosphériques

• Détection des gerbes par la détection des
  particules au sol
• Nécessaire de couvrir une grande surface
• Réseau de détecteurs de particules
• l'intêret du réseau est triple
• Ajout du nombre de particules enregistrées par
  chaque détecteur a meilleure estimation du nombre
  de particules présentes dans la gerbe.
• Plus le réseau est grand plus le nombre
  d'événements détectés est grand.
• dessin ci-contre la gerbe atteint d'abord le
  détecteur sur la gauche avant celui sur la droite
  a détermination de la direction d'incidence du
  rayon cosmique.
• http//ast.leads.ac.uk/haverah/dets.shtml
• Type de détecteurs utilisés scintillateurs,
  détecteurs cherenkov

35
Les grandes gerbes atmosphériques

• Scintillateurs
• Les scintillateurs (ou détecteurs à
  scintillation) sont faits dans un plastique
  spécial, scintillant.

• Lorsque une particule chargée incidente traverse
  le détecteur, elle excite une molécule du
  plastique scintillant. Celle-ci se désexcite en
  émettant des photons.
• Un photomultiplicateur détecte ensuite les
  photons émis et on obtient un signal électrique
  amplifié proportionnel au nombre de photons
  perçus.

36
Les grandes gerbes atmosphériques

• PhotoMultiplicateurs (PM)
• Comme son nom lindique, le photomultiplicateur
  transforme un faible signal lumineux en un signal
  électrique qui peut être mesuré
• La forme et la taille du signal électrique
  informent sur la quantité de lumière reçue, et
  donc sur le nombre de particules chargées ayant
  traversé le détecteur

37
Les grandes gerbes atmosphériques

• Les détecteurs de lumière Cherenkov
• Dans ce type de détecteur, le scintillateur est
  remplacé par une cuve d'eau pure.
• Lorsque les rayons cosmiques secondaires
  traversent l'eau, ils émettent de faibles flashs
  de lumière bleue par effet Cherenkov.

• Les bords du réservoir sont recouverts d'un
  matériau réfléchissant de sorte que la plus
  grande partie des photons soit réfléchie en
  direction du photomultiplicateur.

38
Les grandes gerbes atmosphériques

•  Effet Cherenkov
• découvert et interprété par le physicien russe
  Pavel Cherenkov, et qui lui a valu le prix Nobel
  en 1958.
• se produit lorsqu'une particule se déplace plus
  vite que la vitesse de la lumière dans le milieu
  considéré. Elle ne va toutefois pas plus vite que
  la vitesse de la lumière dans le vide, il n'y a
  donc rien de contradictoire avec la théorie de la
  relativité.
• Si v est la vitesse de la particule, et n
  l'indice du milieu, on a c/n v lt c
• Une particule qui atteint la vitesse de la
  lumière dans le milieu dans lequel elle se
  déplace émet une lumière intense, de couleur
  bleue.
• Au-delà de la vitesse de la lumière, cette
  particule constitue la pointe d'un cône lumineux
  de couleur bleue dont l'angle au sommet dépend de
  la vitesse de la particule.
• Cos q 1/bn

39
Les grandes gerbes atmosphériques

• Détection des gerbes par la détection de la
  lumière de fluorescence
• Les particules secondaires chargées qui ont été
  créées tout au long du développement de la gerbe
  excitent les molécules d'azote de l'atmosphère
  qui se désexcitent en émettant une lumière de
  fluorescence dans toutes les directions.
• Il s'agit dune lumière de très faible intensité,
  dans lUV (300-400 nm).
• Inconvénient détection possible uniquement par
  nuit sans lune. (environ 10 du temps).
• Luminosité au maximum nombre de particules
  chargés au maximum
• Avec un dispositif de photomultiplicateurs on
  peut ensuite accéder à l'énergie initiale.
• Une connaissance absolue de la fluorescence de
  l'azote et du gain quantique des
  photomultiplicateurs est requise.

40
Les rayons cosmiques
aux énergies extrêmes
41
Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes

• Les premières détections
• Volcano Ranch (US, 59-63)
• Premier réseau géant de détecteurs
• 19 détecteurs répartis sur 8 km2
• Compteurs en plastique scintillant (communément
  appelés scintillateurs ) de 3.3 m2

1 rayon cosmique dénergie supérieure à 1020 eV
42
Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes

• Les premières détections
• Haverah Park (UK, 67-87)
• Réseau de détecteurs Cherenkov à eau sur 12 km2
• Yakutsk (Sibérie, 70-95 )
• Scintillateurs détection de la lumière
  Cherenkov émise dans lair

4 rayons cosmiques dénergie supérieure à 1020 eV
1 rayon cosmique dénergie supérieure à 1020 eV
43
Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes

• Les premières détections
• Fly s eye (US, 81-92)
• 67 miroirs de 1,6 m de diamètre
• Point focal équipé de 1214 PM ? 880 PM couvrant
  le ciel

1 rayon cosmique dénergie de 3 1020 eV
44
Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes

• Expériences récentes ou en cours
• HiRes (High Resolution Flys eye detector)
• Technique de fluorescence

rayon cosmique dénergie gt 1020 eV
45
Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes

• Expériences récentes ou en cours
• AGASA (Akeno Giant Air Shower Array, Japon)
• 100 km2
• 111 détecteurs en surface (cherenkov) 27
  détecteurs à muons

plusieurs rayons cosmiques dénergie gt 1020 eV
46
Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes

• RCEE (Rayons Cosmiques aux Energies Extrêmes)
• Observations de plusieurs RC dénergie gt 1020
  eV
• 1020 eV cest
• Une énergie macroscopique lénergie dun
  volant de badminton envoyé à 300km/h, ou celle
  d'une balle de tennis servie par un champion, ou
  un tir de penalty
• 1020 eV cest
• Un facteur de Lorentz de 1011
• La distance terre soleil (150 millions de km)
  ramenée à 1,5m
• Une seconde qui dure 3200 ans
• Enorme !
• Lexistence des RCEE pose des problèmes
• Origine mal comprise, propagation dans lunivers,
  nature des primaires

47
Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes

• Observatoire Pierre AUGER

48
Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes

• Observatoire Pierre AUGER site sud

• 1600 détecteurs, espacés de 1,5 km
• 3000 km2
• 24 télescopes de fluorescence dans 4 points

49
Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes

• Observatoire Pierre AUGERdétecteurs de particules

Un détecteur de surface est lobjet de la
curiosité dhabitants de la pampa
50
Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes

• Observatoire Pierre Augerdétecteurs de
  fluorescence

Miroir sphérique ségmenté 440 photomultiplicateurs
(1,5 par pixel) Lentille correctrice
51
Les rayons cosmiques aux énergies extrêmes

• Observatoire Pierre Auger statut
• phase prototype terminée
• Validation du concept
• Objectifs atteints
• Plus d'une centaine de stations détectrices
  installées et opérationnelles sur une surface de
  plus de 100 km2
• l'Observatoire Pierre Auger est devenu depuis
  octobre le plus grand réseau de détecteurs de
  rayons cosmiques au monde.
• Détection dévénements hybrides
• Détectés par les stations opérationnelles
• Détectés également par des détecteurs de
  fluorescence
• Production jusquà fin 2005
• Déploiement et prise de données continuent
• Observatoire Sud complet
• Vers une couverture complète du ciel

52
Origine et propagation
des RCEE
53
Origine et propagation des RCEE

• Interaction des RC avec le CMB
• Le CMB (cosmic microwave background) ou
  rayonnement fossile à 2,7K
• Découvert en 1965 par Penzias et Wilson
• LUnivers est rempli de photons très froids (peu
  dénergie) en grand nombre (400/cm3)

Mesuré par COBE simulation des mesures
de WMAP
En rouge, les régions chaudes 0.0002 Kelvin
plus chaudes que les régions en bleu.
Meilleure résolution
54
Origine et propagation des RCEE

• Propagation interaction des RC avec le CMB
• Ces photons sont inoffensifs, car dénergie très
  faible... à moins de se jeter sur eux à toute
  allure !!!

proton photon
Système du laboratoire 1020 eV 0.5 meV
Référentiel du proton Ecin0 300 MeV
55
Origine et propagation des RCEE

• Interaction des RC avec le CMB
• Interaction des protons
• photoproduction de pions
• À chaque interaction, perte denviron 22
  dénergie
• Processus se répète jusquà ce que lénergie
  totale p-g dans leur centre de masse soit
  inférieure au seuil de production de la résonance
  D
• cest leffet Greisen-Zatsepin-Kuzmin (1966) ou
  effet GZK

56
Origine et propagation des RCEE

• Conséquences de leffet GZK sur les protons

• Libre parcours moyen
• Au dessus de 5.1019 eV 10Mpc. (1 pc 3.09
  1016 m)
• Brutalité de la coupure GZK
• à partir de 100Mpc, toutes les énergies sont
  ramenées sous 1020 eV
• record à 3 1020 eV ?
• Source dépassant largement cette énergie
• Ou située à quelques dizaines de Mpc
• Problème on ne connaît pas de telle source !!!

57
Origine et propagation des RCEE

• Propagation interaction des RC avec le CMB
• Les noyaux ultra-énergétiques se brisent sur les
  photons du rayonnement fossile
• Energie dexcitation plus faible, mais sont les
  noyaux les plus stables ? étapes moins connues
• Photons
• Seuil de création de paires ee- atteint
  rapidement. Coupure GZK vers 1012-13eV
• Neutrinos
• Parfaitement insensible à tous les obstacles
  sondes idéales oui, mais extrêmement difficile
  de les détecter

58
Origine et propagation des RCEE

• Effet GZK et résultats expérimentaux
• AGASA a détecté 10 événements au-dessus de 1020
  eV -gt sources proches, dans un rayon de 100 Mpc

Contredisent apparemment les conséquences de
leffet GZK
59
Origine et propagation des RCEE

• Effet GZK et résultats expérimentaux
• Observation dune corrélation des directions
  darrivée, et ce, dautant plus que lénergie est
  plus élevée.

plan galactique
Egt1020 eV
4.1019 ltElt1020 eV
plan supergalactique
Clusters dans 2,5 douverture
3 CR de 4.1019eV observés contre 0,06 attendus
statistiquement
60
Origine et propagation des RCEE

• Effet GZK et résultats expérimentaux
• HiRes meilleur accord avec la prédiction
• Mesures contradictoires (?) de AGASA et HiRes
  a problème de lobservation de leffet GZK

61
Origine et propagation des RCEE

• Origine des RCEE
• Problème de lorigine non trivial aucune source
  identifiée
• Schéma bas-haut (bottom-up)
• Accélération progressive des chargés, jusquà des
  énergies suffisantes pour nous parvenir aux
  énergies observées malgré le frottement sur
  le CMB
• Comment fonctionne laccélérateur ? Pourquoi ne
  lobserve-t-on pas directement (malgré les
  énergies mises en jeu) ?
• Schéma haut-bas (top-down)
• Particules très massives (Mgt1021eV) qui se
  désintègrent
• Signe dune Nouvelle physique ?
• Invariance de Lorentz brisée aux énergies extrêmes

62
Origine et propagation des RCEE

• Schéma bas-haut - processus daccélération
• Il faut prendre de lénergie quelque part !
• Énergie cinétique
• translation (chocs, nuages en mouvement ?
  accélération de Fermi)
• Rotation (pulsars, trous noirs, étoiles à
  neutrons)
• Énergie gravitationnelle
• via laccrétion
• Énergie électromagnétique (EM)
• turbulence, compression, rotation daimants
• in fine, les particules chargées interagissent
  avec les champs EM

63
Origine et propagation des RCEE

• ZeVatronsAccélérateurs Astrophysiques atteignant
  le ZeV
• Quelque soit le mécanisme daccélération, le site
  doit vérifier une certaine contrainte
• particule accélérée progressivement devant rester
  dans le site accélérateur pendant le processus
• possible que si rayon de giration lt dimension
  du site (caractérisée par le rayon R)
• Impose une condition sur la rigidité magnétique
  (avec des approximations)
• B.R gt E/Z, B en µG, R en kpc, E en EeV
• La recherche des sources potentielles se limite
  aux objets astrophysiques vérifiant cette
  condition
• Diagramme de Hillas

64
Origine et propagation des RCEE
Zevatrons
Lignes diagonales valeurs requises pour
lénergie en fonction de Z
Pas beaucoup de survivants au critère B.R gt
E/Z Etoiles à Neutron Gamma Ray Bursts Noyaux
actifs de galaxie Lobes Radio Clusters Galaxies/Cl
usters en collision
65
Origine et propagation des RCEE

• Scenario haut-bas , nouvelle physique
• Processus haut-bas
• Désintégration de reliques de lunivers
  primordial, produisant des protons, ou des flux
  de neutrinos et de gammas
• solution à lénigme GZK
• Mais dépendant de la nouvelle physique (GUT,
  SUSY)
• ne peuvent être dissociés de la problématique de
  la matière noire.
• Désintégration des bosons Z0 ultra-relativistes
• produits de manière résonante par des collisions
  de neutrinos d'énergie 1021eV et des neutrinos
  d'énergie de l'ordre de l'eV.
• mécanisme supposant lexistence dun flux
  important de neutrinos de très haute énergie dont
  la provenance reste à expliquer  !

66
Origine et propagation des RCEE

• Scenario haut-bas , nouvelle physique
• Les RCEE superGZK des neutrinos
• section efficace sur les nucléons snN très
  fortement augmentée à très haute énergie (1020
  eV) pour atteindre des valeurs comparables à sNN
  par des effets dune nouvelle physique
• Brisure de linvariance de Lorentz à très haute
  énergie
• affecterait la cinématique des particules
• seuil de la réaction conduisant à la perte
  dénergie des protons modifié a les protons
  pourraient donc parcourir dans l'espace des
  distances cosmologiques
• Autres hypothèses (liste non exhaustive !)
• évaporation de micros trous noirs
• monopoles magnétiques de masse lt 1010GeV
  accélérés dans le champ magnétique galactique

67
Origine et propagation des RCEE

• Beaucoup de questions ouvertes
• Forme du spectre autour et au delà de la coupure
  GZK en accord avec la prédiction ou non ?
• Si sources Répartition des sources dans
  l'univers et dans le voisinage "GZK" de la terre
  (lt50Mpc)
• Si nouvelle physique, laquelle ?
• Nature des rayons cosmiques (indispensable pour
  trier scenarios)
• Pour répondre à ces questions, il faut collecter
  plus dévénements et déterminer leur énergie,
  leur angle darrivée, leur nature avec un maximum
  de précision possible
• AUGER va résoudre l'énigme AGASA-HiRes
• Quelle que soit la réponse de AUGER
• EUSO pourra étudier, en détail, la physique au
  delà de la coupure GZK

68
EUSO
Extreme Universe
Space Observatory
69
Un projet pour détecter les rayons cosmiques
depuis lespace

• première observation depuis lespace des
  gerbes atmosphériques ? détection de rayons
  cosmiques de très haute énergie

70
EUSO

• Les objectifs scientifiques dEUSO
• La physique des rayons cosmiques aux énergies
  extrêmes 1020-1021 eV

• Mesure du spectre en énergie
• Comparaison avec les résultats de lexpérience
  AUGER dans la région GZK
• Carte détaillée des directions darrivée et étude
  des anisotropies éventuelles
• Composition des primaires
• Détection de neutrinos de très haute énergie

a Lastronomie par les RCEE et les neutrinos
71
EUSO
Le Principe de détection

• Grandes surface dobservation et masse de cible
• Mesure de la fluorescence produite par les
  molécules dazote excitées par les particules
  chargées de la gerbe
• Détection du Cherenkov produit par les particules
  chargées relativistes et réfléchi (sol, nuages)
• ? détection de photons dans lUV (300-400nm)

72
EUSO

• Les exigences requises pour le télescope
• Observation dune grande masse datmosphère
• Sensibilité dans lUV (330nm 400nm)
• Grande efficacité de collection de photons a
  détecter la faible quantité de lumière
  (fluorescence Cherenkov) émise par les gerbes
  les moins énergétiques (seuil de détection)
• Détection de photons rapide, efficace et sensible
  au photon unique
• Bon rapport signal/bruit
• Dynamique étendue (5.1019 - 1021 eV)
• Moyen de caractériser latmosphère
• Toute la conception de linstrument est
  conditionnée par loptique

Contraintes sur le poids (1,5T) et la
consommation (1250W)
73
EUSO
Le télescope
Segment Sol Portugal
74
EUSO

• Structure mécanique et optique

75
EUSO

• Photomultiplicateurs multianodes

Nouveau développement (RIKEN) Meilleure
efficacité de collection de photons R8900-M16/M25/
M36 (45 ? 85)
R7600-M64
Flat Panel MAPMT R8400-M64/M256 (89)
76
EUSO
Les mesures

• Mesure du temps darrivée des photons

• Mesure de la position, corrélation xy

• énergie, direction initiale et nature des
  RCEE.

77
EUSO

• Le rôle crucial de latmosphère
• Calorimètre (production de gerbes)
• Production du signal (fluorescence et Cherenkov)
• Milieu de transfert du signal (atténuation)
• Source de bruit de fond

trajectoire de lISS (51 en 92mn) a conditions
atmosphériques très variables
78
EUSO

• Les mesures de physique à réaliser
• Meilleure connaissance de la fluorescence
• Etudes des raies de la fluorescence et de
  l'influence de P, T et contaminants
• Création de gerbes (50 GeV) et étude de la
  fluorescence associée.
• Validation de la détectabilité du Cherenkov
• Étude de la lumière Cherenkov associée à une
  gerbe atmosphérique
• réflectivité (albédo) de la surface selon le type
  de terrain
• conditions de transmission de la lumière à basse
  altitude
• programme expérimental ULTRA
• Mesure du bruit de fond lumineux (nocturne)

79
EUSO

• Méthode dévaluation des performances attendues
• Simulation de lensemble de détection
• Les gerbes leur développement est paramétré
• La production des photons Fluorescence et
  Cherenkov
• Le transport dans l'atmosphère Rayleigh, Mie,
  Ozone
• L'optique Transferts et aberrations
• Les détecteurs Filtres et efficacité quantique
• Le déclenchement Seuils et persistance

80
EUSO

• Les performances attendues efficacité

Les nuages réduisent l'efficacité de  86 m 53
81
EUSO

• Les performances attendues cycle utile
• Le télescope ne peut fonctionner que de nuit
• cycle utile fonction du "fond de photons"
• absence de lune, fond estimé (mesuré) 300
  ph/m2/nsec/sr
• présence de la lunea limitation du cycle utile
• 12.8 lune est sous l'horizon
• 18 ajout négligeable
• 20 ajout lt 100 ph/m2/nsec/sr.

soustraction des nuits trop courtes lt10 du
cycle utile
82
EUSO

• La résolution estimée
• Estimation statistique des erreurs
• Résolution angulaire
• ?q lt 1 si qgerbe gt 60
• Cartographie des grandes gerbes
• Résolution en énergie
• Energie manquante, conversion énergie -gt
  électrons
• Méthode dextraction
• Fluorescence
• Correction des effets de latmosphère
• Optique détecteur
• Estimation 30

83
EUSO

• Gerbes horizontales et neutrinos
• Longueur de développement d'une gerbe dépend de
  la masse rencontréeLa production de la
  fluorescence ne dépend que de la distance
  (altitude lt15km)
• largeur de la gerbe fonction de l'altitude.

Extrêmement faible probabilité d'observer une
gerbe ( horizontale) produite par un proton ou
un noyau avec un maximum en dessous de
10 km. Mais probabilité maximale pour les
neutrinos.
84
EUSO

• Où en est le projet EUSO
• International
• La NASA a donné son accord pour le passage en
  phase B dEUSO (si ESA ok)
• La NASDA aussi
• L'Allemagne participe officiellement à EUSO
  ainsi que la Suisse (étude du Lidar)
• ESA
• EUSO dépend de 2 directions à l'ESA Science et
  Vols habités
• La phase A de l'ESA sest terminée et le feu vert
  pour démarrer la phase B sera (éventuellement)
  donné en février

85
EUSO

• Conclusions et perspectives
• La physique d EUSO est aux frontières de la
  "nouvelle physique" et de la compréhension de
  notre univers, via ses manifestations les plus
  énergétiques.
• EUSO sera capable, après AUGER, d'étudier la
  physique au-delà des 1020 eV avec une statistique
  importante (flux, corrélations, cartographie)
• Lastrophysique des neutrinos de haute énergie
  est possible
• Des améliorations de la détection devrait
  permettre un abaissement du seuil de détection
  2-3 1019 eV.
• Si tout va bien . Installation en 2010

86

• Le détecteur EUSO représente la première
  génération de détecteurs spatiaux utilisant
  l'atmosphère comme détecteur les USA et le
  Japon étudient déjà la prochaine génération.
• Le but de ces projets est dobtenir les
  informations nécessaires à la compréhension du
  (ou des) phénomènes physiques fondamentaux à
  lorigine des énergies extrêmes