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)

3

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)

Mais pourquoi exactement Nançay ?

5

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

Mais il y a aussi des …..

7

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

Codalema VS LHC

19

Principe de détection

12

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

13

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%

15

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

14

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

16

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

Estimation de rayon de courbure avec l’observable radio

19

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.

21

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

Simulation et test de code de reconstruction

27

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

R=1km,Θ=45,σ=0ns R=1km,Θ=45,σ=50ns

29

R=15 km,Θ=45,σ=0ns R=15 km,Θ=45,σ=2ns

30

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

Conclusion

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

Back up

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

Spectre de rayons cosmiques(1/2)

3

Dans Codalema on s’intéresse à cet région

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)

15

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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