Radiodétection des rayons cosmiques d’ultra hautes énergies
Rebai AhmedÉquipe Astroparticule
Subatech Nantes
0
Plan
La radiodétection : motivations et principe de détection
Etat d’avancementCorrélation entre énergie de primaire et le champs
électriqueReconstruction des rayons de courbures avec
l’observable radioConclusion et Perspectives
1
Les gerbes atmosphériques initiés par les UHECR
Simulation d’une gerbe atmosphériques initiée par un proton d’énergie 1 TeV (avec KasKade)
5
Identique à une collision faisceau-cible fixe.
90% de γ (>50keV)
9% d’ē (>250keV)
0,9% μ (>1GeV)
0.1% hadrons
Xmax
Le développement maximale de la gerbe Nmax nombre maximal des particules
100 g.cm-2 ~ 800m
Détection des UHECR par la radio (La théorie)L’histoire a commencé avec un savant russe Gurgen Askaryan
En 1962: émission cohérente d’un rayonnement Cerenkov dans le domaine radio résultant d’une asymétrie de charge (dans la composante électromagnétique) dans un milieu diélectrique.Prédit la possibilité de détection des gerbes issues des UHECR (E>1016 eV) qui interagit dans une cible de grand volume (glace de l’antarctique).
En 2000: L’effet Askaryan vérifié expérimentalement par des mesures sur accélérateurs dans différent milieu pierres, sel et glace.
Émission d’un champ électrique cohérant
Le front de la gerbe e± ~50 MeV
Champ magnétique
terrestre ~0.3 gauss
2
Année Théorie Expérience
1962 Askaryan : Cerenkov des électrons
1965 Kahn et Lerche : excès de charge, courant transverse (dominant) et dipôle
Jelley, premières mesures d’impulsions radio en coïncidence avec des compteurs Geiger
1970 Allan propose une paramétrisation :Eν= 20(Ep/1017 eV)sinα cosθ exp(-R/R0( ν,θ) )
Fin 70 Abandon de la radiodétection à cause des difficultés techniques et succès d’autres techniques comme la fluorescence (avènement de l’astronomie Gamma)
2000 Nouvelles technologies reprise de la radiodétection auprès des accélérateurs au SLAC par exemple (confirmation de l’effet Askaryan)
2003 Falcke, Hugue, Gorham : émission cohérente synchrotron des paires e+/e-
Codalema, Lopes
2005 Duvernois, Cai, Klechner : émission radiative des particules chargées
Codalema, Lopes
20072008
Scholten, Werner : courant transverseMeyer, Lécacheux, Ardouin : champ coulombien boosté & Cerenkov
Codalema, Lopes, RAuger
2009 Hugue : REAS2 Codalema (phénoménologie : vXB), Lopes, RAuger, AERA
2010 Hugue : REAS3, SELFAS1, ……. Codalema (corrélation entre Eν et Ep … ) Lopes (confirmation de la corrélation)
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SubatechNantes
ESEOAngers
LPCEOrléans
ObservatoryParis-Meudon
LAL Orsay
LPSCGrenoble
LAOBBesançon
Observatoire deNançay
La Collaboration CODALEMACOsmic ray Detection Array with Logarithmic Electro Magnetic Antennas
8 laboratoires 8 laboratoires Un seul site expérimental Nançay
(Observatoire de Paris)(Observatoire de Paris)
4
OBJECTIFS• mesure des impulsions produites par le
développement des gerbes atmosphériques dans la domaine radio basse fréquence
• La compréhension des mécanismes de production de ces impulsions.
• La recherche des observables physiques afin de déterminer les caractéristiques des UHECR (énergie et nature)
Le développement d’une nouvelle technique de détection :– Qualité des données : sensitivité,
résolution angulaire , résolution énergétique
– Efficacité et cycle utile de fonctionnement
– La simplicité, robustesse et le prix (une station autonome Codalema coute 4000 euro 3 fois moins d’une cuve Auger)
Car à Nançay il y a des animaux, des arbres, ….
Hi Hi moi je sais
?! O_o ’’
6
Par contre moi j’écoute France Inter
Bah depuis que ces mecs sont arrivés j’arrive pas à écouter
Chérie FM
Radio Telescope
Radio héliographe
Réseau décamétrique
Lofar
Observatoire Radio-astronomique de Nançay
8
L’environnement électromagnétique à Nançay
• L’environnement électromagnétique est protégé contre les émetteurs dans la bande [1 Mhz quelques Ghz]
Une ville européenne 1-120 Une ville européenne 1-120 MHzMHz
A Nançay la bande est relativement propre de pollution entre 23 Mhz et 83 Mhzcondition de détection favorable pour optimiser le rapport signal sur le bruit
Dans une ville cette bande est occupéecondition défavorable
9
Full band Bandpass filtered
la recherche des transitoiresla recherche des transitoires
Datation => t
Noise => σ
Threshold: n.σ
Spectrum shape of a shower transient
Transient signal in noise: sensor, RFI, galactic signal, etc. ...
Triggering & time taggingTriggering & time tagging
10
CODALEMA : la configuration actuelle
-21 antennes dipôles EW- 3 antennes dipôles NS
17 scintillateurs=>Trigger de l’experience=> Détermination d’énergie
3 réseaux de détecteurs : Un réseau d’antennes dipôles courtes
Un réseau de scintillateurs
18 groupes de 8 antennes log périodiques phasés
Permet l’ échantillonnage de champs électrique avec un pas faible
Le réseau décamétrique
La Collaboration CODALEMACOsmic ray Detection Array with Logarithmic Electro Magnetic Antennas
11
Principe de détection
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Dans les runs de productions de données physiques : le trigger est envoyé par le réseau des scintillateurs
Dans les runs de R&D on peut utiliser un trigger radio à seuil.
Le réseau des scintillateur :
Taux du trigger : 1 evt/ 7 mnLe seuil en énergie : 1015 eV
L’événement est considéré : les 5 stations centrales sont en coïncidence.2 types d’événements : - les internes : bonne échantillonnage des particules estimation correcte de l’énergie de la gerbe et de la position du cœur de la gerbe.-Les externes : la densité des particules est extrapolé à l’extérieur de la surfaceEstimation n’est pas très correcte pour l’énergie et la position du cœur de la gerbe.ces événements sont exclues dans les analyses de la corrélation d’énergie.
17 stations qui couvrent une surface de 340 x 340 m2 avec un pas de 80 mChaque station contient 2 PMT (high and low gain) Une large dynamique 0.3-3000 VEM
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Le réseau des scintillateurs : les performances
θ (°)
dN
/dθ
dN
/d φ
φ(°)
Les positions des cœurs des gerbes pour les événements internes
Permet de déterminer plusieurs informations sur la gerbe : - La direction d’arrivée : avec une triangulation entre les temps au niveau de chaque station.- La position du cœur de la gerbe - La détermination de l’énergie (méthode CIC) avec une erreur de 30%
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LNA LNA CODALAMP (ASIC)P (ASIC)
L’antenne dipôle active du Codalema
Low noise : sensitive to Galactic noiseBande de largeur : 80 kHz à 230 MHzHaute dynamique, linéaire
Aquisition des données - 12 bits ADC (MATAQ ) - Sampling: 1 Gs/s
Diagramme de rayonnement de l’antenneSimulation EZNEC (ou 4nec2)le lobe est uniforme
23
CODALEMA illustrative exampleCODALEMA illustrative exampleWide bandwidth
recording (here 1-250 MHz)
Ant. by Ant. analysis&
Evt by Evt analysis
Ant. by Ant. analysis&
Evt by Evt analysisCorrelations with
particles
Narrow band filtering (here 23-83 MHz )
Time of flight (“particle physics”
method) for triangulation
•Amplitude => Tagging
•Time => Direction•Electric field profile
=> Core location, Energy
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L’efficacité de la radiodétection
Une efficacité à 100% est atteinte @1018 eV avec une polarisation E-W.Expected improvements using the detection of the full states of polarisation ?
Radiodetection threshold ~ 5.1016 eV Particles threshold 1015 eV
data taking time ~ 3 years
Trigger (SD events) 169526
Coincidences (SD and antennas)
2030
Coincidences (Internal) 450
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CODALEMA toy-model & AIRES calculationsAstro.Part. Phys. 2009
=> E ~ |VxB|E-W
LOPES interpretation
Nat. 2007( )( ) ( )θα coscos16.1 −∝EWE
North Emission MechanismEmission Mechanism
=>Detection at threshold correlated to arrival directions
=>GEOMAGNETIC EFFECT
E-W polarization
Geomagnetic fieldGeomagnetic field
)27sin()cos()27cos()cos()sin( ⋅−⋅⋅−= θϕθVXB 17
Log
(E0)
mV
/M.M
hz
Log(Eparticules) (eV)
Ch
am
p É
lect
riq
ue E
Distance d à l’axe de la gerbe
Calibration en énergie (préliminaire)
=> Expected improvements using E-W + N-S detection
Interpretation of the profile with the ALLAN formula:
E = E0.exp(-d/d0) Allows to deduce E0 after fit Try E0 as energy estimator
for radio
Avec σPart ~ 30 % => une resolution en énergie qui pourrait être
comparable à celle donnée par la Fluorescence
[ ]∑= ⋅+
⋅+−=N
i xy
ii
iia
xaby
1222
22 )(
σσχ
18
Motivations(1/2)La nature des UHECR est l’une des mystères de l’astroparticules moderne.
L’identification de la primaire est très important pour comprendre les origines des UHECR.
Les gerbes atmosphériques induites par des photons et des neutrinos (les scénarios top-down ont des signatures clairs)
20
Motivations(2/2)• Les simulations ont montré une grande différence entre le
développement de gerbes des protons et des ions lourds.• Les observables qui permettent une identifications sont : 1 – Xmax : atmospheric depth of the maximum longitudinal
developement of the showerΔXmax=Xmax(proton)-Xmax(iron)=100g.cm-2~ 770..830 m (i.e ρatm = 1.293Kg.m-1). At E= 1018eV
2 – la fraction des muons : attendu est plus large pour un noyau d’ion lourd Xmax plus faible (atténuation de la composante électromagnétique).
composante muonique
composante électromagnétique
the total signal.
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Rayon de courbure
• En assimilant le front de la gerbe à un plan on peut déterminer la direction d’arrivée de la gerbeapproximation d’ordre zéro
• Approximation d’ordre 1 : On suppose que le front est une sphère. On essaye de déterminer son rayon et son centre.
Quelques questions
Que ce qu’il prouve que le front d’onde n’est pas plan ?
Comment on peut déterminer sa courbure ?
22
Réponse à la première question
Méthode de vérification:
On assimile le front d’onde à un plan (P).
(P) se déplace perpendiculairement à la direction d’arrivée définie par φ, θ, (xc,yc)
(P) se déplace avec la vitesse de la lumière.0
)cos(
)sin()sin(
)sin()cos(
=+⋅+⋅+⋅=
==
ctezUyUxU
U
U
U
zyx
z
y
x
θθϕθϕ
On prend un point comme référence: la première antenne touchée t0 .On fait propager le plan et on détermine les temps théoriques tth sur chaque antennes tth – t0 = le retard attenduOn calcule le retard expérimental = tps – t0
nc
dt
UUU
yUxUyUxUd
zUyUxUzUyUxU
th
zyx
ftayftaxyx
ftazftayftaxzyx
=
++
⋅+⋅−⋅+⋅=
=⋅+⋅+⋅−⋅+⋅+⋅
222
)(
0)(
On trace le retard experimentale en fonction du retard théorique (2 cas envisagés)
Cas 1 : la courbe est une droite le front d’onde est un plan
Cas 2 : la courbe ne rassemble pas à une droite nouvelle physique
23
Réponse à la première question Exemple sur un vrai événement,
On montre qu’il y a un écart à l’onde plane.
Le résidu est 51.1 ns.
Vérification : un événement simulé avec un centre d’émission à 1,5 et 10 Km donne aussi un écart.
24
Ma méthode de reconstruction• Le point commun entre toutes ces méthodes est l’utilisation d’un point de
référence par rapport à lequel on fit une courbe• On se réfère toujours à l’onde plane.
Ma stratégie est la suivante « on veut ajuster une sphère on utilise alors l’équation d’une sphère »
Après recherche bibliographique j’ai trouvé un article d’optimisation « An
investigation of the robustness of the nonlinear least-squares sphere fitting method
to small segment angle surfaces»
Les conditions de l’expérience Codalema se situe dans les mêmes conditions citées dans l’article 25
• On suppose que le front d’onde est sphérique équation d’une sphère :
220
20
20 )()()( Rzzyyxx =−+−+−
• On cherche la source sur la droite définie par θ,φ,xcet ycces paramètres sont donnés par le réseau d’antenne
)cos(*)sin(0 ϕθkxx c +=)sin(*)sin(0 ϕθkyy c +=
)cos(0 θkz =
• L’équation devient
CSOCOS +=
20
2222 )())cos(())sin()sin(())cos()sin(( ttckkyykxx cc −=+−−+−− θϕθϕθ
Passage de 4 inconnues à 2 inconnues en profitant de la résolution angulaire de réseau d’antenne.
),,( wvukCS =avec
O
S
C
Paramétrisation du modèle
26
Le test consiste à fixer le centre d’émission à une distance R de pied de gerbe sur la direction définie par les angles φ et θ.
On fixe θ et on varie φ entre [0,2π]
On fixe φ et on varie θ entre [0, π/2]
On fixe le pied de gerbe xc et yc
Simulation et test du modèle :
28
Quelques remarques
• Le code est testé• J’arrive à faire la reconstruction avec une bonne précision mais il
faut avoir :
Un code de minimisation pour identifier le minimum(choix de packages d’optimisation matlab,idl,Root)
Une bonne résolution temporelle <3ns• Avec notre méthode de traitement du signal filtrage dans la bande
[23,83Mhz] on attend des signaux filtrés qui oscillent avec une période >10ns alors la résolution temporelle est supérieure à 10 ns.
• Mais on peut améliorer notre résolution temporelle :
Produit de corrélation entre les signaux
Beam forming, avec cette méthode Lopes annonce une résolution <1ns
31
Astrophysique
Radiodétection
Physique des particules Géophysique et physique de l’atmosphère
RadioastronomieApproche basé sur l’hypothèse de stationnarité de cielintégration du signal sur quelques μs.
Nécessité d’un environnement propre
Recherche des sources astrophysiques
Faire de l’astronomie des RC
Approche basée sur la détection des transitoires : analyse de forme de signalUn environnement propre est avantageux mais un environnement bruité il faut optimiser les analyses.
Utilisation des techniques et des concepts issues de cette physique : analyse de forme de signal, générateurs d’événements basées sur des extrapolations issues du domaine du GeV
Log-Spiral Antennas (2005)Circular polarization
Diameter = 5mHeigh = 6m
Active Short (2006) Fat Dipoleslength = 1.21m
height = 1m
Self-Contained Radio Station (2008)
Multi polarizationfmiddle ~ 65 MHz
length = 3.22m height = 1.40m
Evolution of the Evolution of the sensor conceptssensor concepts
from 2002 to 2009from 2002 to 2009
Compacité
Sensibilité
3KE/station
FWHM
Aluminium dipole antenna
Preamplifier ASIC
R e f - 3 1 d B m A t t 5 d B*
*
*
*
*
1 R M
V I E W
2 R M
V I E W
3 R M
V I E W
* A
R B W 1 k H z
V B W 1 0 k H z
S W T 1 5 0 s
S t a r t 1 M H z S t o p 1 5 0 M H z1 4 . 9 M H z /
P R N
- 1 3 0
- 1 2 0
- 1 1 0
- 1 0 0
- 9 0
- 8 0
- 7 0
- 6 0
- 5 0
- 4 0
D a t e : 1 8 . O C T . 2 0 0 5 1 6 : 1 9 : 5 7
Développements Antennes-LNADéveloppements Antennes-LNA
ADC
ADC+AMP.
ADC+AMP.+Dip.
ASIC AMS BiCMOS 0.8 µGain 48-55 dB, 0.8 nV.Hz-1/2, 0-250
MHz
PCB associé + filtrage adapté à chaque site
Réponse de la chaîne maîtrisée
2006@AUGER UHECR ~1018 eV
6 autonomous ant. + SD
2007@ARAGATSLPTA Montpellier
γ ≤1016 eV + Detection in near field
3 ant.+ARAGATS2006@RT Nançay
γ @ TeV
Depuis 2001 @Nançay & @FZK
CODALEMA & LOPES UHECR ~1017 eV
In 2008@21CMA-TRENDHorizontal EAS
ν τ ~1017 eV4 autonomous ant.
2009@AUGER UHECR ~1018 eV
Free-Free emission in GHzEASIER, MIDAS, AMBER
Perspectives of radiodetection in 2010Perspectives of radiodetection in 2010
2008@AUGER-AERA UHECR ~1018 eV
20 km2 autonomous ant.
Station autonome de Station autonome de Radiodétection Radiodétection
CODALEMA @ AUGERCODALEMA @ AUGER+ AERA (150 stations autonmes sur 20 km2)
CLF
Observatoire deNançay
La bande AM est saturée partout dans le monde : à cause de la guide d’onde naturelle constituée par la surface de la terre et l’ionosphère
Une recherche des bonnes conditions optimales + d’infrastructures
disponibles
17
La Démarche expérimentale de CODALEMA La Démarche expérimentale de CODALEMA en 2001: la recherche des transitoiresen 2001: la recherche des transitoires
T(µs)
E(µV/m)
•Simulation théorique: Informations contenues dans la forme du signal
•Amplitude (>1µV/m) => énergie
•Durée (~100 ns) => paramètre d’impact (b)
•Forme d’onde => nature des particules
•Mesures expérimentales:
•Evts rares (trigger~10-3 Hz)
•Analyse temporelle du signal=>direction d’arrivé
•Analyse de l’amplitude =>Extraction de l’énergie du primaire
b
Ant.
Trajectoire gerbe
Topologie du champ électrique à courte
distance ???
Interprétations des nouvelles observationsInterprétations des nouvelles observations
Décalage des pieds de gerbe
radio vers l’Est ???
Vérification de la fonction χ2 Chi-square
La fonction χ2 admet un minimum global
Le minimum n’est pas très marqué
L’utilisation d’un bon code de minimisation pour l’identifier «Lenvenberg Marquardt» par exemple
36
20
222 )())cos(())sin()sin(())cos()sin(( ττθϕθϕθ −=+−−+−− kkyykxx cc
00 tc
tc
⋅=⋅=
ττ
Vu les problèmes de convergence j’ai effectué des changements
∑=
−=Mulplicité
i
ii temporelespace
1
26
2 )10
)(χ
Le coefficient 106 a pour rôle de ‘scaler’ pour la fonction de de chi-squareil l’empêche de prendre des valeurs aberrantes.
Le code de minimisation peut localiser le minimum facilement.
37
Basses énergies: sources connues et le flux non isotropes Énergies intermédiaires (>10 GeV): flux est isotrope, sources mal inconnues + des structures, •À ~ 3–5.1015 eV : genou, changement de sources? Nouvelles physiques?•À ~ 3.1018 eV : cheville, transition galactique-extragalactique? Changement dans la composition?Ultra hautes énergies (>EeV):flux ultra faible => grandes surfaces de détection.=> Origine, nature et énergie limite de ce rayonnement
Spectre de rayons cosmiques(1/2)
Spectre en loi de puissance qui s’étend sur 10 ordres de grandeurs en énergie et 32 ordre de grandeurs en flux.
2
Questions ouvertes
• Comment les rayons cosmiques sont accélérées jusqu’au 1019 eV ?
• Quelles sont les sources des rayons cosmiques ?
• Comment ils peuvent se propager des distances astronomiques avec ces hautes énergies ?
• Est ce qu’ils sont deflectés par les champs magnétiques ?
• Est ce qu’on peut faire de l’astronomie avec ces UHECR ?
• Quelle est la composition en masse de ces rayons ?
4
Techniques de détections des UHECR(1/2)Détection des gerbes atmosphériques au niveau du sol
•Des détecteurs déployés sur des grandes surfaces (scintilleurs, détecteurs à effet Cerenkov ...)•Détection: un sous ensemble des particules secondaires (au sol) + Mesure du profile latéral au sol)• 100% de cycle utile•Acceptance: déterminé par la surface déployé (indépendant de l’énergie)•L’énergie de la primaire et la composition en masse sont dépendant du modèle (utilisation des simulations MC basées sur des extrapolations des modèles hadroniques avec des contraintes aux basses énergies par la physique des particules auprès des accélérateurs).
6
Techniques de détections des UHECR(2/2)Détection des fluorescences •Mesure calorimétrique de l’énergie comme une fonction de profondeur parcourue dans l’atmosphère•Uniquement pour E > 1017 eV detection du profil longitudinal (mesure du Xmax)•Uniquement pendant la nuit (pas de lune pas de nuages) 10% de cycle utile •Nécessite une bonne compréhension des conditions atmosphériques
@todor stanev
7
Associated frequency spectraAssociated frequency spectra
Various antennas (Log-Spiral, Dipoles) &Various electronics (LNA,VME or Scope ADC, Filters) tested…
=>The detection method is robust, the signal is firm: independent of the antenna and electronics
BUT:Detection < 10 MHz not efficient enough @ Nançay
(better @ PAO)Detection > 100 MHz : Intermittent transmiters make the
detection random @ Nançay(but efficient @ RF clean sites)
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Réponse à la deuxième question(1)Méthodes d’estimation de rayon de courbure (méthodes numériques)
L’idée est d’ajuster les courbes précédentes avec une parabole ou une fonction identique
Thèse Colas Rivère LPSC Grenoble
25
Réponse à la deuxième question(2)Méthodes d’estimation de rayon de courbure (méthodes numériques)
Thése de Fabrice Cohen ou Gap note 2003-108
∑= ⋅
−⋅−+⋅−+−=Multip
i
icicii
i vuyxR
dvyyuxxtct
1
2
022 )
),,,(2)()()((
1
σχ
Article lafebre AP journal 2010 «Prospects for determining air shower characteristics through geosynchrotron emission arrival times» l’utilisation d’un nouveau modèle est presenté dans l’article.
33
LNA LNA CODALAMP (ASIC)P (ASIC)
L’antenne dipôle active du Codalema
Low noise : sensitive to Galactic noiseBande de largeur : 80 kHz à 230 MHzHaute dynamique, linéaire
Aquisition des données - 12 bits ADC (MATAQ ) - Sampling: 1 Gs/s
Diagramme de rayonnement de l’antenneSimulation EZNEC (ou 4nec2)le lobe est uniforme
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