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Etude de la Nature des Rayons Cosmiques d’Ultra Haute Energie à partir des premières données de l’Observatoire Pierre Auger. Gilles Maurin Directeur de thèse : Jean-Michel Brunet. Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005. Plan. Nature des rayons cosmiques L’Observatoire Pierre Auger - PowerPoint PPT Presentation
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Etude de la Nature des Rayons Cosmiques Etude de la Nature des Rayons Cosmiques d’Ultra Haute Energie d’Ultra Haute Energie àà partir des premières partir des premières
données de l’Observatoire Pierre Augerdonnées de l’Observatoire Pierre Auger
Gilles Maurin
Directeur de thèse : Jean-Michel Brunet
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
PlanPlan
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
• Nature des rayons cosmiquesNature des rayons cosmiques
• L’Observatoire Pierre AugerL’Observatoire Pierre Auger
• La reconstruction des événementsLa reconstruction des événements
• Résultat préliminaire sur la composition hadroniqueRésultat préliminaire sur la composition hadronique
• Recherche de photonsRecherche de photons
Spectre et nature des rayons cosmiquesSpectre et nature des rayons cosmiques
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Nature des rayons cosmiquesNature des rayons cosmiques
Détection directe du rayon cosmique(satellites et ballons atmosphériques)
Mesure directe de la charge du cosmique par dépôt d’énergie
loi de puissance -2,7
108 1010 1012
eV/Nucl.
<1013 eV
1015 - 1017 eV
Spectre et nature des rayons cosmiquesSpectre et nature des rayons cosmiques
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Nature des rayons cosmiquesNature des rayons cosmiques
Détection indirecte du rayon cosmiquepar la gerbe qu’il crée dans
l’atmosphère(détecteurs au sol)
Nature déterminée par la densité de muons ou le maximum de développement de la gerbe
Les genoux: Transition noyaux légers vers noyaux lourds dépend du modèle
Résultats récents de l’expérience Kascade
Origine : Fin du confinementgalactique et/ou changement de type de source1015 1016 1017
QGSJet
1015 1016 1017
Sibyll
1015 1016 1017
Sibyll
1015 1016 1017
QGSJet
eV
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Nature des rayons cosmiquesNature des rayons cosmiques
Spectre et nature des rayons cosmiquesSpectre et nature des rayons cosmiques
Etude du maximum de développement de la gerbe (Xmax) par les détecteurs
de fluorescence au sol
Transition noyaux lourds vers noyaux légers au niveau de la cheville:
origine inconnueA ces énergies, les sources peuvent être extragalactiques
1017 - 1019 eV
E [eV]
101910181017
Fly’s eyes
Problématique:Problématique:
• D’où viennent-ils ?• Quelle est leur énergie maximale ?• Quelle est la nature des RCUHE ?
Spectre et nature des rayons cosmiquesSpectre et nature des rayons cosmiques
Nature des RCUHENature des RCUHE
>1019 eV
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Les modèles de productionLes modèles de production
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Nature des RCUHENature des RCUHE
Bottom - Up
Accélération (de type Fermi) de particules chargées dans des
processus astrophysiques violents
Signature: particules chargées (protons, noyaux légers, noyaux lourds)
eV 10.G 1kpc 1
. 18max
BL
ZE
Signature: Photons, neutrinos, protons
Désintégration de particules « X » massives (Mc2 > 1021 eV)
Ex: défauts topologiques (monopoles, cordes), particules métastables reliques du Big-Bang, prévues par les GUTs
Top - Down
Ex: pulsars, noyaux actifs de galaxie, sursauts gamma…
Critère de Hillas:
La propagation des hadronsLa propagation des hadrons
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Nature des RCUHENature des RCUHE
Protons
Proton: photo-production de pions avec le fond de photons à 3K (CMB)
Distance des sources > 100 Mpc (super amas local) forte diminution dans le spectre autour de 7 1019eV
= coupure GZK
Après100 Mpc
E < 1020eV
Eseuil = 70 EeV
Noyaux: photo-dissociation avec le CMB et le fond infrarouge:
pertes d’énergie pertes de nucléons
Coupure au même niveau que GZK
La propagation des photonsLa propagation des photons
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Nature des RCUHENature des RCUHE
Photons
Création de paires e+e- avec les différents fonds de l’univers
eefondcosmique
Au dessus de 1016 eV,Plus l’énergie du photon augmentePlus l’univers devient transparent
Nature des RCUHE (E>10Nature des RCUHE (E>101919eV)eV)
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Nature des RCUHENature des RCUHE
Proton
Noyau(Z>1)
Photon
Bottom-Up
Modèle privilégié
Top-Down
Bottom-Up
NaturePermettra d’obtenir des
informations supplémentaires sur
la distance des sources (GZK ?)les champs magnétiques
la distance des sourcesles champs magnétiques
la distance des sourcesle fond diffus radio
Les grandes gerbes atmosphériques et Les grandes gerbes atmosphériques et leur détectionleur détection
--
L’Observatoire Pierre AugerL’Observatoire Pierre Auger
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Les gerbes atmosphériquesLes gerbes atmosphériques
Atmosphère
Grande gerbes atmosphériquesGrande gerbes atmosphériques
Détection des gerbes atmosphériquesDétection des gerbes atmosphériques
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Observatoire AUGERObservatoire AUGER
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Observatoire AUGERObservatoire AUGER
L’Observatoire Pierre AugerL’Observatoire Pierre Auger
LOMA AMARILLA
Réseau (SD):1600 cuves Cerenkovespacées de 1.5 km= 3000 km2
Réseau (SD):1600 cuves Cerenkovespacées de 1.5 km= 3000 km2
70 km
Détecteurs de Fluorescence (FD):4 Sites (“yeux”)6 Télescopes par site (180° x 30°)
Détecteurs de Fluorescence (FD):4 Sites (“yeux”)6 Télescopes par site (180° x 30°)
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Observatoire AUGERObservatoire AUGER
L’Observatoire d’hier L’Observatoire d’hier àà aujourd’hui aujourd’huiMerci Cyril ;)
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Observatoire AUGERObservatoire AUGER
L’Observatoire aujourd’huiL’Observatoire aujourd’hui
Aujourd’hui:• 863 cuves opérationnelles > 180 000 événements physiques (0.9 evt/station/jour)
• 3 détecteurs de fluorescence complets
Etude de la nature des rayons cosmiques d’ultra haute énergie à partir des événements enregistrés par le réseau de surface
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Réseau de surface (SD)Réseau de surface (SD)
Panneau solaireElectronique
40 MHz FADC
AntenneGPS
Batterie Cuve plastique12 tonnes d’eau
3PMTs
Auto-calibration de la cuve:1 VEM = Signal moyen déposé par un muon traversant la cuve verticalement en son centre
Triggers internes (20 triggers/s):Trigger Seuil Trigger TOT
Temps (25ns/bin) Temps (25ns/bin)
2PMT > 0.2 VEMsur 13 Bins
3PMT > 1.75 VEM
Ondes hertziennes
Acquisition centraleSélection
spatio-temporelle
Observatoire AUGER Observatoire AUGER
Démarche de l’identificationDémarche de l’identification
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Simulations de gerbes
Simulations du détecteur
Reconstruction des événements
Procédures d’identification
Etude et définitioncritères physiques
Etude et définitioncritères observables
Etude des biais et des résolutions
+5.000 gerbes (Corsika+QGSJet)Thinning optimisé à 10-6
( 2 To ; tps 1 jour/ gerbe)
+20.000 événements simulés avec SDSim v3.00
(tps qq h/gerbe) CC Lyon, Idris, I-Cluster
Quantification du pouvoir discriminant
Maurin et al. Gap-Note 2003-086
Détection et reconstruction des Détection et reconstruction des événements enregistrés par le réseau de événements enregistrés par le réseau de
surface de l’observatoire Pierre Augersurface de l’observatoire Pierre Auger
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Etape 0: Barycentre des signauxEtape 0: Barycentre des signaux
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Reconstruction SD Reconstruction SD
NN
Première estimation de la position du cœur de la gerbe:
Barycentre des 3 cuves ayant enregistrées le plus de signal
Poids du barycentre
Paramètre reconstruit:
• Position du cœur (x0,y0,z0)
3 cuves minimum
Etape 1: Ajustement plan du frontEtape 1: Ajustement plan du front
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
t1 t2t3
Sol
Front Plan
Reconstruction SD Reconstruction SD
Coefficient directeurdu plan
Temps d’impact au sol
Erreur de mesure sur le temps
Front de particules approximé par un plan se propageant à la vitesse de la
lumière
Paramètres reconstruits:
• Temps d’impact T0
• Angle zénithal • Angle azimutal
u,v
(u,v,w)
Etape 2: Ajustement du signal (LDF)Etape 2: Ajustement du signal (LDF)
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Reconstruction SD Reconstruction SD
Distance à l’axe de la gerbe (m)
Signal en VEM
1
10
100
1000
1000 2000
Fonction latérale du signal
Signal à 1000m
Distance cuve - axe de la gerbe
Paramètres reconstruits:
• S(1000)• cœur (x0,y0)
3 cuves minimum
Ajustement du signal par une fonction semi-analytique obtenue à partir des simulations d’événement
Etape 3: Courbure variableEtape 3: Courbure variable
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Reconstruction SD Reconstruction SD
Courbure variable
Paramètres reconstruits:
• Temps d’impact T0
• Angle zénithal • Angle azimutal • Rayon de courbure R à T0
4 cuves minimum
Prise en compte de l’évolution du front de particules durant la
propagation de la gerbe par un front sphérique à courbure variable
Armengaud, Maurin et al. Gap-Note 2003-108
Etape 4: Réajustement signal (LDF)Etape 4: Réajustement signal (LDF)
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Reconstruction SD Reconstruction SD
Distance à l’axe de la gerbe (m)
Signal en VEM
1
10
100
1000
1000 2000
Paramètres reconstruits:
• S(1000)• cœur (x0,y0)
NN
Réajustement
Estimation de l’énergieEstimation de l’énergie
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Reconstruction SDReconstruction SD
Energie
Différentes LDF:• Haverah Park• Hypergéométriques• Auger • 2EXPO (proton ou photon)
Fonction semi-analytique de conversion ()
S(1000)
Ajustement de la LDF
Hypothèse sur la nature du primaire
Biais si hypothèse fausse
S. Vorobiov, G. Maurin, Gap Note 2005-022
Résumé des performancesRésumé des performances
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Reconstruction SDReconstruction SD
E 1019 eV
E > 5.1019 eV
Angle 3D
1,5
< 1
Energie(2EXPO)
|| < 5 %*
[15;25%]
|| < 5 %*
[10;15%]
|| < 5 m
50 m
|| < 5 m
30 m
Position du coeur
: erreur systématique
: résolution
* sans prise en compte des biais dus aux modèles
Critère d’identification:Critère d’identification:
la densité de muonsla densité de muons
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Densité de muonsDensité de muons
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Densité de muonsDensité de muons
Noyau de fer produit 30% de muons en plus
qu’un proton dans les mêmes conditions
(angles, énergie)
= 40°Energie = 1020 eV
Fer
ProtonPhoton
Densité de muons
Distance à l’axe de la gerbe (m)
Corsika+QGSJet
Signaux moyens dans une cuveSignaux moyens dans une cuve
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Densité de muonsDensité de muons
Muons peu diffusés atteignent les cuves en premier
Entre
800-1000m
Fer 1020eV
Proton 1020eV
EM
EM
+Signal moyen des muons plus
grand que celui des photons et des électrons
La fonction LandauLa fonction Landau
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Densité de muonsDensité de muons
xx
A exp*2
1exp*
A
Définie par:
A = Amplitude = Position du pic = Largeur
Le signal est ajusté par deux fonctions Landau
Exemples d’ajustementExemples d’ajustement
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Densité de muonsDensité de muons
EM 600m
VEM (moyenne entre les 3 PMTs)
Proton0o-1020eV
Signaux lissés par une fenêtre glissante centrée
de 5 binspour la représentation
EM
800m
VEM
EM
1200m
VEM
AS
Choix du critère discriminantChoix du critère discriminant
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Densité de muonsDensité de muons
Paramètre A dégénéré
Paramètre S/Stot non dégénéré
Hypothèse
sur la nature
Erreur sur E fixée à 20%
Erreur sur E fixée à 20%
Erreur sur E fixée à 20%
Erreur sur E fixée à 20%
Application aux donnéesApplication aux données
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Densité de muonsDensité de muons
Sélection des événements:• Critères de qualité (T4)• nb cuves > 4• Jan. 04 – avril 05• Ep > 5 1018 eV
2843 evt.
Explications possibles: • Problème dans la simulation• Pas assez de muons dans les simulations de gerbes
Maurin et al. Gap-Note 2004-071
Densité de muons des différents modèlesDensité de muons des différents modèles
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Densité de muonsDensité de muons
QGSJet produit 10-30% de muons en plus que les autres modèles
Rapport de densité (par rapport à QGSJet)
e
QGSJet
Sibyll
QGSJet
Section efficace d’interaction hadronique est extrapoléesur 6 ordres de grandeur
Etudes sur accélérateur
Conclusion sur l’analyse des muonsConclusion sur l’analyse des muons
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Densité de muonsDensité de muons
• Signaux générés par les muons des événements réels ne sont pas compatibles avec ceux obtenus par simulation
Résultat:
Explications possibles: • Signal des particules mal simulé
Tester avec les nouveaux simulateurs du réseau de surface
• + de muons dans les événements réels que dans les simulations Autres modèles ne vont pas dans ce sens Nouvelle version de CoRSiKa produit 5-15% de muons en plus Etudier les densités de muons réelles (détecteurs de muons ?)
Le rayon de courbureLe rayon de courbure
--
Analyse hadroniqueAnalyse hadronique
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Courbure du front de gerbeCourbure du front de gerbe
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Rayon de courbureRayon de courbure
Application aux donnéesApplication aux données
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Rayon de courbureRayon de courbure
log Ep[eV] [18,6;19,4]Variable discriminante
=Nombre d’écart standard
par rapport à la distributionattendue des protons
),(
),(
E
ERCRCd
p
p
Dépendance en et E
Interpolation des simulationsInterpolation des simulations
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Rayon de courbureRayon de courbure
Ajustement de et de par des fonctions analytiques
),( ER ),( E
Fonction empirique
Sélection des événements:• Critères de qualité (T4)• nb cuves > 4• Jan. 04 – août 05• [30,60]
~6500 evt.
Nombre d’écart standard moyen en Nombre d’écart standard moyen en fonction de l’énergie reconstruitefonction de l’énergie reconstruite
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Rayon de courbureRayon de courbure
• Transition lourd vers léger en accord avec les anciennes mesures• Plus de statistique composition à ultra haute énergie
1019 1019.5 10201018.5
Ep [eV]
E [eV]
101910181017
G. Maurin, Gap Note en cours
Fly’s eyes
Application aux donnéesApplication aux données
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Rayon de courbureRayon de courbure
[18.3;18.5]
ProtonFerAuger
Energie croissante
Noyauxlourds
Noyauxlégers
Nb d’écart standard
[18.5;18.7] [18.7;18.9]Log (Ep)
Applications aux donnéesApplications aux données
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Rayon de courbureRayon de courbure
ProtonFerAuger
[18.3;18.5] [18.5;18.7] [18.7;18.9]
[18.9;19.1] [19.1;19.3] [19.3;19.5]
Conclusion sur l’analyse des courburesConclusion sur l’analyse des courbures
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Rayon de courbureRayon de courbure
• Transition noyaux lourds vers noyaux légers semble être confirmée• Plus de statistique va permettre une étude aux énergies extrêmes
Résultats:
Perspectives: • Etude des systématiques en prenant en compte les différents modèles hadroniques
• Etude de la composition «exacte» en tenant compte des noyaux intermédiaires
Demandent de nombreuses simulations (temps de calcul très important)
Recherche de photons primairesRecherche de photons primaires
dans les premiers événementsdans les premiers événements
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Limite supérieure sur le taux de photons primairesLimite supérieure sur le taux de photons primaires
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Collaboration Auger, ICRC 2005
Comparaison directe entre le Xmax mesuré et ceux obtenus sur N simulations de photon dans les
mêmes conditions (E,,)
Recherche de photonsRecherche de photons
Collaboration Auger, ICRC 2005
Xmax : profondeur où la gerbe atteint son maximum de développement
Résultat obtenu par le groupe "photon" réunissant : APC, LPNHE, Leeds…
Pour E > 1019 eV :
%28Cosmiquesn
n
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Les gerbes photoniquesLes gerbes photoniques
Création de paires (300mb) domine les autres processus
Processus secondaire:interactions photonucléaires section efficace extrapolée
A 1020 eV: [0.5,15mb]
Data < 1014 eV
70% de muons en +
M. Risse et al., Astro-ph/0502418
Atmosphère
Recherche de photonsRecherche de photons
L’effet LPML’effet LPM
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Longueur d’interaction > distance moyenne entre atomes L’approximation de Bethe-Heitler n’est plus valable Interférences destructives qui diminuent les sections efficaces EM et
retardent le développement des gerbes électromagnétiques
• Effet non négligeable au-dessus de 5 1019 eV
• Interactions photonucléaires deviennent relativement plus probables.
Photons verticaux3 1020eV
Recherche de photonsRecherche de photons
atmLPMNo ~
atmLPM ~
L’incertitude sur la section efficace photo-nucléaire et l’effet LPM peuvent
remettre en question les limites obtenues
M. Risse et al., Astro-ph/0410739
L’effet de PreshowerL’effet de Preshower
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Interaction des photons avec le champ magnétique terrestre : création de paires e+e- dans la magnétosphère génération de gerbe « haut » dans l’atmosphère
Probabilité de conversion:
Photons verticaux3 1020eV
5 1019 eV 7 1019 eV
1020 eV 1.5 1020 eVX. Bertou et al., Astropart. Phys.
Probabilité de conversion
Recherche de photonsRecherche de photons
PB
.~
Négligeable en dessous de 51019eV
impulsion du primaireChamp magnétiqueterrestre
Combinaison des deux effetsCombinaison des deux effets
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
provenant du Sud provenant du Nord
Effet de Preshower
Effet LPM
Les gerbes se développent tôt dans l’atmosphère:
• gerbes âgées
• surface étendue au niveau du sol
• énergie reconstruite importante
Les gerbes se développent tard dans l’atmosphère:
• gerbes jeunes
• surface faible au niveau du sol
• énergie reconstruite sous estimée
Recherche de photonsRecherche de photons
Distribution azimutale des événementsDistribution azimutale des événements
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Recherche de photonsRecherche de photons
E[eV] > 51019 eV et < 60
Sud Nord
21 5
S. Vorobiov, G. Maurin et al., Gap Note 2005-017
Janvier 2004 – Avril 2005
Explications possiblesExplications possibles
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Recherche de photonsRecherche de photons
• Hasard de distribution:• Probabilité d’avoir 21 événements provenant du Sud contre 5 du Nord dans l’hypothèse d’une arrivée isotrope des rayons cosmiques 1%
+ vérification, X. Bertou et al. Gap Note 2005-034
• Effet de bord du réseau :• Nos tests et ceux de la collaboration réfutent cette hypothèse
• Source astrophysique ?• Analyse des anisotropies en cours
Des photons ?Des photons ?
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
La courbure de ces événements est compatible
avec celle des hadrons
Recherche de photonsRecherche de photons
Azimut []
0
2
4
6E > 5 1019eV
Probabilité de preshower
Sud
= 80
= 0
Janv. 04Avril 05
P. Homola et al., Astro-ph/0311442
D. Semikoz, G. Maurin et al., Gap Note 2005-019
Mise Mise àà jour de la distribution azimutale jour de la distribution azimutale
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Janvier 2004 – Août 2005Sud Nord
21 5
10 1
Avril 2005
Asymétrie Nord/Sud n’est pas confirmée par les nouvelles
données
Recherche de photonsRecherche de photons
E[eV] > 51019 eV et < 60
En cas d’asymétrie : sources ou photons Sans asymétrie : limite sur le taux de photon aux énergies extrêmes ?
Bilan et perspectivesBilan et perspectives
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Etude de la nature des rayons cosmiques =
la dernière étape
Cette étape repose en effet sur :
• la connaissance du développement des gerbes sections efficaces, nombre de muons…
• la simulation des gerbes et du détecteur signaux, bugs…
• la reconstruction des événements énergie (biais et résolution), angles…
• l’étude du détecteur acceptance, effet de bords…
Nombreux travaux en cours
-Progrès à venir
(détection hybride,plus de statistiques)
Bilan et perspectivesBilan et perspectives
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Analyse hadronique : Extraction d’un paramètre lié à la densité de muons
algorithme fonctionne sur les données et la simulation mais les simulations ne reproduisent pas les données
Comprendre cette différence
Etude de la courbure de la gerbe séparation proton/noyaux de fer: possible transition noyaux lourds vers légers observée
Etude des systématiques (différents modèles hadroniques)
Recherche de photons: Effet de preshower que seuls les photons subissent
asymétrie azimutale des événements les plus énergétiques non confirmée en cas d’asymétrie : source ou photons (Top-down)
Méthodes pour discriminer les rayons cosmiques Résultats préliminaires encourageants
Transparents supplémentairesTransparents supplémentaires
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Conclusions et perspectivesConclusions et perspectives
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Analyse hadronique :
Extraction d’un paramètre lié à la densité de muons Algorithme fonctionne sur les données et la simulation, mais les simulations ne reproduisent pas les données
Tester avec les nouveaux simulateurs Détecteurs de muons ? (Auger Nord ?)
Etude de la courbure de la gerbe Séparation proton/noyaux de fer: possible Transition noyaux lourds vers légers observée
Etude des systématiques en prenant en compte les différents modèles
hadroniques Etude des abondances des différents éléments
Conclusions et perspectivesConclusions et perspectives
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Recherche de photons:
Premières limites obtenues sur la fraction de photons limites remisent en cause par l’incertitude de la section efficace photonucléaire
la collaboration étudie actuellement l’influence exacte sur la limite
Effet de preshower que seuls les photons subissent Observation d’une asymétrie azimutale dans les premiers événements Auger, non confirmée par les données récentes
si asymétrie : sources ou photons si pas asymétrie : limite sur le taux de photon aux énergies extrêmes ?
Cartes des événementsCartes des événements
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Nature des RCUHENature des RCUHE
La coupure GZK :La coupure GZK : Etude du spectre en énergie
Recherche de sources :Recherche de sources : Etude des directions de provenance des RCUHE
Nature des rayons cosmiques :Nature des rayons cosmiques : Hadrons, photons, neutrinos ?
informations sur le type de source (modèles) informations sur la distance des sources
1 - 5 EeV >5 EeV
Le spectre AugerLe spectre Auger
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Nature des RCUHENature des RCUHE
LPM: diminution des sections efficaces LPM: diminution des sections efficaces EMEM
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Nature des RCUHENature des RCUHE
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Réseau de surface (SD)Réseau de surface (SD)
Panneau solaireElectronique
40 MHz FADC
AntenneGPS
Batterie Cuve plastique12 tonnes d’eau
3PMTs
Auto-calibration de la cuve:1 VEM = Signal moyen déposé par un muon traversant la cuve verticalement en son centre
Triggers internes (20 triggers/s):Trigger Seuil Trigger TOT
Temps (25ns/bin) Temps (25ns/bin)
2PMT > 0.2 VEMsur 13 Bins
3PMT > 1.75 VEM
Ondes hertziennes
Acquisition centraleSélection
spatio-temporelle
Reconstruction SD Reconstruction SD
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Observatoire AUGERObservatoire AUGER
Les niveaux de trigger « offline »Les niveaux de trigger « offline »
• Trigger 4 (T4):
• Trigger 5 (T5):Cuve ayant le + de signal entourée de cuve en état de fonctionnement
Détecteur KascadeDétecteur Kascade
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Nature des RCUHENature des RCUHE
Choix du S(1000)Choix du S(1000)
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Reconstruction SDReconstruction SD
Fluctuations minimalesà 1000m
Incertitude sur S(r)• Fluctuation des signaux minimum a 1000m
• Différences entre les modèles minimum a 1000m
Résolution sur l’angle zénithal Résolution sur l’angle zénithal
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Reconstruction SDReconstruction SD
Erreur systématique < 0.5 Résolution < 1.5 Diminuent avec l’énergie
Résolution en énergieRésolution en énergie
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Reconstruction SDReconstruction SD
Distributions en énergie des particulesDistributions en énergie des particules
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Reconstruction SDReconstruction SD
Correspondant: Ajustement – Nb muonsCorrespondant: Ajustement – Nb muons
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Densité de muonsDensité de muons
40o
A
Muons dans la cuve
Remarque : Cette relation dépend de
Distribution azimutale des événementsDistribution azimutale des événements
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Azimut []
0
2
4
6E > 5 1019eV
Probabilité de preshower
Sud
Probabilité qu’une telle asymétrie Nord/Sud soit
engendrée par une arrivée isotrope de rayons
cosmiques
=
1%
= 80
= 0
Janv. 04Avril 05
P. Homola et al., Astro-ph/0311442
Recherche de photonsRecherche de photons
Cartes des événementsCartes des événements
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005
Sud Nord
Recherche de photonsRecherche de photons
E > 1EeV et <60
Les modèles de productionLes modèles de production
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Bottom - Up
Accélération (de type Fermi) de particules dans des processus astrophysiques
violents
Signature: particules chargées (protons, noyaux légers, noyaux lourds)
Contreparties photons à basse énergie
Diagramme d’Hillas
Accélération a lieu tant que la particulechargée reste confinée dans le siteaccélérateur:
siteLr larmor
eV 10.G 1kpc 1
. 18max
BL
zE
Les pulsars (étoile a neutrons)Les pulsars (étoile a neutrons)
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Origine: reste compact de supernovae
Caractéristiques:Densité (1014 g.cm-3)Diamètre = 10 kmPériode de rotation: 1ms a qq sChamp magnétique > 1012 Gauss
Emission synchrotron le long de l’axe magnétiqueRotation de B crée un champ E induit intensecapable d’accélérer les particules chargées a:
Pertes synchrotrons très importantes seul les noyaux lourds (fer) peu ionisés arrachés a la surface du pulsars peuvent réellement être accélérés
Les AGNLes AGN
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Sites accélérateurs:• le noyau• les jets de matière• les lobes (Fermi d’ordre 2)• points chauds
Les sursauts gammaLes sursauts gamma
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Caractéristiques:Impulsions gamma (0.1-1 MeV), durée 10ms a qq sPuis émission a toutes les longueurs d’onde (afterglow), durée plusieurs semainesDistribution Isotrope, 1 sursaut par millier d’année par galaxie
Origine: Après explosion de supernovae supermassive (collapsar)Apres collision deux deux objets massifs (etoile a n, trou noir)
Trou noir entoure d’un disque de matièreDeux jets relativistes sont éjectes le long de l’axe de rotation
mécanismes de chocs internes et externescapables d’accélérer des protons jusqu’à 1020eV
Les défauts topologiquesLes défauts topologiques
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Modèle de grande unification
Région non causales
Brisure de symétrie U(1)
Reconnexion
Brisure de symétrie U(1)
Défaut topologique
Dans la zone "brisée", particules de masse Munification
qui ont une masse nulle dans l’autre region
Pertes d’énergie par collision, annihilation, désintégration émission de quanta de masse Munification
qui se désintègre a son tour.
Signature des défauts = présence d’un accès de photons entre 0.1-100GeVOr les contraintes d’EGRET a ces énergie rend difficile l’explication de l’existence des RCUHE par ce modele
Les wimpzillaLes wimpzilla
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Particules massives de grande durée de vie
Stabilité légèrement violée désintégration et formation de gerbes de nucléonsphotons, et neutrinos au dessus de 1020eV
Du fait de leur masse importante, ces particules sont particulierement sujettes auxpuits de potentiel gravitationnel
abondance des ces particules au centre galactique
Signature: legere anisotropie en faveur du centre galactique des evenements de haute energie
Profils longitudinaux de protonsProfils longitudinaux de protons
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Profils longitudinaux de protonsProfils longitudinaux de protons
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Electrons Muons
Distribution latérale des électronsDistribution latérale des électrons
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Distribution latérale des muonsDistribution latérale des muons
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LDF proton, fer, gammaLDF proton, fer, gamma
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LDF élémentaireLDF élémentaire
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Biais dans l’hypothèse protonBiais dans l’hypothèse proton
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Noyaux de fer Photons
Premières données AugerPremières données Auger
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Limite sur le taux de photonsLimite sur le taux de photons
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Nature des RCUHENature des RCUHE
Méthode proposée par P. Billoir
Limite sur le taux de photonsLimite sur le taux de photons
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Auto-calibration du VEMAuto-calibration du VEM
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Nature des RCUHENature des RCUHE
Muons atmosphériques isoles E>160 MeV qui traversent la cuve dépose un signal proportionnel a la distance parcourue dans la cuve
Electrons perdent très vites leur énergie et déposent un signal plus faible
Ajuste une prédiction théorique a la distribution des signaux engendrees par les atmosphériques permet d’évaluer le signal déposé par un muon vertical traversant
la cuve en son centre = le VEM
Electrons Muons
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Observatoire AUGERObservatoire AUGER
Les détecteurs de fluorescence (FD)Les détecteurs de fluorescence (FD)
Chaque télescope possède également:
• Filtre ultraviolet (290-410nm)• 1 Front End / 20 pixels (10MHz)• 3 Niveaux de Trigger
(Taux du Trigger 3: 0.02Hz)
4 Bâtimentsde fluorescence
6 télescopes par bâtiment
Chaque télescope couvre:
• 30 d’azimut• 28.6 d’élévation
1 pixel = 1,5 1,5
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Observatoire AUGERObservatoire AUGER
Principe de la reconstruction FDPrincipe de la reconstruction FD
t
signalXmax
Nmax
Courbe de Gaisser Hillas
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Observatoire AUGERObservatoire AUGER
Un exemple d’événements FD stéréoUn exemple d’événements FD stéréo
~37 km
~24km
·
Etape 3: Ajustement de la courbureEtape 3: Ajustement de la courbure
Gilles Maurin, soutenance de thèse, 22/09/2005Reconstruction SD Reconstruction SD
Terme de courbure
Paramètres reconstruits:
• Temps d’impact T0
• Angle zénithal • Angle azimutal • Rayon de courbure R
4 cuves minimum
Forme du font de particules approximée par une sphère de rayon
constant R