Mthodes exprimentales pour ltude du rayonnement cosmique

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Méthodes expérimentales pour létude du
rayonnement cosmique

• Bernard Degrange
• Laboratoire Leprince-Ringuet
• Ecole Polytechnique (Palaiseau)
• Aspects généraux des expériences sur les rayons
  cosmiques
• Nouveaux projets spatiaux (satellites et
  ballons)
• Latmosphère comme détecteur (principes)
• Latmosphère comme détecteur (expériences)
• Le milieu glaciaire ou marin comme détecteur (?)
• Perspectives

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1. ASPECTS GÉNÉRAUX DES EXPÉRIENCES
3
1. Aspects généraux des expériences

• Sensibilité flux et acceptances
• Expériences spatiales ou au sol ?
• Identification des particules primaires
• Particules minoritaires mais signifiantes
• gamma, neutrinos, particules
  ultra-énergétiques, antiparticules
• Décroissance rapide des spectres avec lénergie
  maîtrise des erreurs sur lénergie
• Résolution angulaire Astronomie des sources

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1.a Sensibilité flux et acceptance

• Plus de 10 ordres de grandeur en énergie ? plus
  de 15 ordres de grandeur en flux
• Satellites pratiquement jusquau TeV
• Flux total (Egt1 TeV)
• 0,16 m-2 sr-1 s-1
• Ballons un peu au-delà de 100 TeV
• Flux total (Egt100 TeV)
• 6 m-2 sr-1 jour -1
• Expériences au sol de quelques 10 GeV
• à plus de 1020 eV

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La notion dacceptance (1)

• Cas dune source de direction (?,f) fixée
• (astronomie gamma)
• Lacceptance est une surface effective dépendant
  de la particule incidente (indice p), de son
  énergie et de la direction
• Elle dépend de lefficacité globale ep qui
  intègre les effets du déclenchement et de la
  sélection des événements dus à la particule p
  dimpact (x,y).

F? d2N?/(dS dt)
6
La notion dacceptance (2)

• Cas dun rayonnement isotrope
• Lacceptance est un produit surface angle solide
  dépendant de la particule incidente (indice p) et
  de son énergie
• Elle dépend de lefficacité globale ep qui
  intègre les effets du déclenchement et de la
  sélection des événements dus à la particule p
  dimpact (x,y).

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Comment déterminer lacceptance ?

• En satellite étalonnage auprès daccélérateurs
  
• exposition du détecteur à différents
  faisceaux sous différents angles, à plusieurs
  paramètres dimpact.
• Au sol étalonnages partiels des détecteurs mais
  simulations indispensables pour le développement
  des grandes gerbes et la réponse des détecteurs.
• Dans les deux cas, un paramètre important
• le seuil en énergie.

Satellite CGRO (1991-2000) Détecteur EGRET (?,
Egt50 MeV)
H.E.S.S. (?, Egt100 GeV)
8
1.b Lidentification des particules primairesUn
enjeu essentiel

• Particules chargées
• Test des modèles de propagation
• Recherche dantimatière cosmique
• Possible en satellite et en ballon (E lt 100 TeV)
• Au sol, au mieux discrimination léger (p)/
  lourd(Fe)
• Photons gamma Accès direct aux sources
• Facile en satellite (10 MeV 100 GeV)
• Bien maîtrisée au sol (50 GeV 100 TeV)
• Neutrinos Accès direct aux sources
• Muons ou gerbes ascendants en milieu dense
  (mer/glace)
• Gerbes horizontales  jeunes  dans latmosphère

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1.c Décroissance rapide des spectres avec
lénergie

• Lestimateur dénergie repose souvent sur un
  nombre de particules détectées (électrons, muons,
  photons Tcherenkov ) ou un signal qui lui est
  directement relié la  taille  ( size )
• mais le spectre en  taille  nest pas le
  spectre en énergie
• Importance de la déconvolution des erreurs qui
  entraînent une contamination dominante des
  événements de plus basse énergie dans un
  intervalle donné.
• Biais importants au voisinage du seuil de
  déclenchement (événements de basse énergie
  bénéficiant dune fluctuation positive pour être
  acceptés).

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Dans une bande étroite en  taille , la valeur
moyenne de E est inférieure à la valeur donnée
par la courbe centrale
Nécessité de bien maîtriser les distributions de
 taille  à E fixée (forme et queues de
distribution) par étalonnage (en satellite) ou
simulations (experiences au sol)
Si lon prévoit pour le spectre une forme
analytique simple dépendant de quelques
paramètres, on peut ajuster ces derniers par
maximum de vraisemblance pour rendre compte du
spectre en  taille  test a posteriori de la
forme choisie (résidus de lajustement).
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Exemple de détermination dun spectre (expérience
H.E.S.S.)Vela Junior (vestige de supernova)
H.E.S.S. Coll. 2006

• Paramétrisation loi de puissance en énergie
• Ajustement des paramètres par maximum de
  vraisemblance pour reproduire la distribution en
   énergie reconstruite  (estimateur dénergie)
• Test a posteriori (résidus)

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1.d La résolution angulaire

• Une caractéristique essentielle pour les
  astronomies ? et neutrino (et pour les particules
  dultra-haute énergie peu déviées par les champs
  magnétiques galactiques).
• Une  boîte derreur  trop grande peut rendre
  difficile lidentification de la source (cf.
  beaucoup de sources dEGRET dans le plan
  galactique sont non identifiées).
• Souvent, ?? de 0,5 à quelques degrés !
• Actuellement, avec les ? dénergie gt 100 GeV, on
  atteint une résolution de 4 à 6 minutes darc
• (à comparer à quelques secondes darc en
  astronomie X)

13
2. NOUVEAUX PROJETS SPATIAUX
14
2. Nouveaux projets spatiaux
Satellites et ballons

• Comment caractériser la particule primaire ?
• Observables fournies par les différents
  détecteurs
• Des observables aux caractéristiques
• (masse, charge, énergie, direction)
• Particules chargées et antimatière cosmique
• Deux expériences en satellite PAMELA et AMS (?
  TeV)
• Une expérience en ballon CREAM (TeV à quelques
  100 TeV)
• Astronomie gamma en satellite (100 MeV ? 300 GeV)
• AGILE et GLAST

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2.a Comment caractériser la particule primaire ?

• Masse m
• Charge électrique ze
• Vitesse v ßc
• Facteur de Lorentz ? E/(mc2)
• Impulsion p mc ß?
• Énergie cinétique Tmc2(?-1)

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Observables fournies par les différents détecteurs
17
Deux rayonnements importants pour
lidentification des particules chargées

• Deux effets de la polarisation induite par la
  particule chargée dans des diélectriques
• Proportionnels à z2
• Rayonnement Tcherenkov si v gt c/n
• Sensible à ß v/c
• Rayonnement de transition si une ou plusieurs
  interfaces entre diélectriques différents
• Sensible à ? E/(mc2)

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Rayonnement Tcherenkov

• Émis sur un cône axé sur la trajectoire de la
  particule et de demi-angle au sommet ?c tel que
  cos ?c 1/(ß n(?))
• Seuil en ß fourni par la condition cos ?c lt 1
• Émission à toutes les fréquences pour lesquelles
  n(?) gt 1 (de lUV à la radio). Généralement
  détecté dans le domaine de lUV proche au
  visible.
• Discrimine entre particules de même impulsion et
  de masses différentes (électrons / protons
  /noyaux) jusquà des énergies de lordre de 10
  GeV/nucléon si ?ß/ß 10-3
• Donne le sens de parcours de la particule.
•  Ring Imaging Cherenkov  detector ou RICH
  permet une mesure précise de la charge.

19
Imagerie Tcherenkov (RICH) et mesure de charge
Principe du RICH ?
Prototype dAMS 2?
20
Rayonnement de transition

• Origine si la particule traverse 2
  diélectriques, les solutions asymptotiques dans
  chaque milieu ne satisfont pas les conditions à
  linterface ? nécessité dune onde  libre 
  supplémentaire.
• Un diélectrique est caractérisé par sa fréquence
   plasma  ?p
• (fréquence doscillation des électrons comme
  sils étaient libres)
• ne densité délectrons ER énergie de
  Rydberg 13,6 eV
• aB rayon de Bohr
• Environ la moitié de lénergie est émise dans le
  domaine de fréquences 0,1 ??p lt ? lt ??p pour ?
  1000, cest le domaine des rayons X (2 à 20
  keV)
• Lénergie émise par interface est I a z2 ? h?p
  /3

21
Rayonnement de transition (suite)

• Distribution angulaire surtout marquée aux petits
  angles par rapport à la direction de la particule
  
• ? 1/?
• Peu de photons X par interface N a z2 10-2
  z2
• ? multiplier le nombre dinterfaces
• ? empilement de feuilles plastiques tubes
  proportionnels (détection des
  rayons X par effet photo-électrique)
• Discrimine entre particules de même énergie et de
  masses différentes aux plus hautes énergies (100
  GeV à 1 TeV)
• (seuil instrumental de détection des rayons
  X).
• Peut aussi servir à mesurer ? jusquà des
  valeurs de 105
• Dans ce cas, il faut choisir des matériaux
  pour avoir un effet de seuil très progressif

22
2.b Particules chargées et antimatière cosmique
2.b1 Expériences en satellite AMS-1, PAMELA,
AMS-2

• Premières expériences sur les rayons cosmiques en
  satellite HEAO-C, Ariel-VI (1979) ? données à
  relativement basse énergie (jusquà quelques 10
  GeV/nucléon)
• Premier spectromètre magnétique en satellite
• AMS-1 sur la navette spatiale  Discovery 
  (1998)
• Nouvelle génération dexpériences
• PAMELA (Juin 2006) et AMS-2 prévue pour 2008
  sur la station spatiale internationale ? données
  jusquau TeV
• et mesure précise des flux dantiparticules
  cosmiques

23
(No Transcript)
24
PAMELA Payload for Antimatter-Matter Exploration
and Light-nuclei Astrophysics
En 3 ans ? limite sur Anti-He/He de quelques 10-7
25
AMSAlpha Magnetic Spectrometer
En 3 ans ? limite sur Anti-He/He de quelques 10-9
26
R. Battiston 2003
27
Particules chargées (1 TeV ? quelques100 TeV)
2.b2 Expériences en ballon

• Vols à très haute altitude 40 km, soit 3,9 g
  cm-2
• Capacité demport jusquà 270 kg et 10 m3
• Nombreuses campagnes antérieures
• JACEE (USA Japon) RUNJOB (Russie Japon)
  etc.
• utilisant des chambres à émulsion
• Récemment Vols à durée ultra-longue 60-100 jours
  (NASA, Antarctique) ? lexpérience CREAM
• (Cosmic Ray Energetics and Mass)

28
CREAM Cosmic Ray Energetics and Mass

• Objectifs composition du rayonnement cosmique
  et spectres des différents éléments (du TeV à
  500 TeV)
• Acceptance 2,2 m2 sr
• Mesure de lénergie
• Calorimètre 20 X0 (W fibres scint.)
• Détecteur de rayonnement de transition
• Identification
• Détecteur de rayonnement de transition
• Détecteur Tcherenkov
• Prochainement adjonction dun détecteur
  Tcherenkov de type RICH  CHERCAM  analogue à
  celui dAMS-2 (contribution IN2P3)

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Expérience CREAM

• Aux énergies supérieures au TeV, linteraction
  dans le calorimètre produit de nombreuses
  particules secondaires rétrodifusées dont il faut
  se protéger (mesure précise des temps des
  impacts)
• Le détecteur Tcherenkov  CHERCAM  résoudra
  complètement ce problème tout en permettant une
  mesure de charge précise ( 0,3 e)

30
2.c Lastronomie gamma en satellite
100 MeV quelques 100 GeV

• Dôme anticoïncidence
• ? élimine les particules incidentes chargées
• Trajectographe empilement de plaques de
  matériau pour la conversion du ? en paire ee- et
  de plans de détection ? mesure de direction
• Calorimètre
• ? mesure de lénergie

Satellite GLAST (NASA) lancement prévu en 2007
31
Premiers observatoires gamma en satellite

• SAS-2 (NASA) 1972-1973
• Na fonctionné que 6 mois
• A découvert le fond gamma diffus et 3 sources
  ponctuelles (nébuleuse du Crabe, Vela, Geminga)
• COS-B (ESA) 1975-1982
• Catalogue de 25 sources, toutes galactiques sauf
  une (le quasar 3C273)
• EGRET (NASA, à bord de Compton Gamma-Ray
  Observatory ou C-GRO) 1991-2000
• Découverte du ciel gamma extragalactique
• Le 3è catalogue dEGRET comporte 300 sources
  dont une soixantaine de sources non identifiées

Dans ces 3 expériences, le trajectographe était
une chambre à étincelles
32
EGRET à bord du satellite Compton Gamma-Ray
ObservatoryEnergetic Gamma-Ray Experiment
Telescope (E? lt 20 GeV)
300 sources  ponctuelles 
Fond gamma diffus
33
DEGRET à AGILE et GLAST
34
DEGRET à AGILE et GLAST (suite)
35
AGILE comparé à EGRETAstro-rivelatore Gamma a
Immagini LEggeroSurfaces efficaces de détection
36
GLAST comparé à EGRETGamma-ray Large Area
Telescope
37
DEGRET à GLAST gains en sensibilité et en
résolution angulaire
Nombre attendu de sources extragalactiques
détectées par GLAST
Résolution angulaire de GLAST comparée à celle
dEGRET
38
Importance de GLAST pour létude des sursauts
gamma

• On ne sait presque rien des sursauts gamma aux
  énergies gt 100 MeV
• EGRET na pu en détecter quune faible fraction
  en raison de son important temps mort (0,1 s)
• GLAST ?

39
AMS-02 peut aussi contribuer à lastronomie gamma

• Expérience conçue en priorité pour la détection
  et lidentification des particules et surtout des
  antiparticules chargées
• Mais elle peut aussi contribuer à lastronomie
  gamma
• au-dessus de 1 GeV
• Trajectographe à pistes de Si 500-3400 cm2
  selon langle d incidence
• Calorimètre de 16 X0
• (Scintillation Pb)
• Mais linstrument est non pointable
• et nécessite un détecteur dattitude

40

• LATMOSPHÈRE COMME DÉTECTEUR
• Principes

41
3. Latmosphère comme détecteur Principes

• Les grandes gerbes atmosphériques phénomènes et
  observables
• Les gerbes électromagnétiques
• Phénomènes de base
• Développement longitudinal notion d âge 
• Développement transverse et distribution latérale
• Phénomènes spécifiques des énergies ultra-hautes
• Les gerbes hadroniques
• Des gerbes électromagnétiques aux gerbes
  hadroniques
• Formules semi-empiriques et ordres de grandeur
• Observables sensibles à la nature du primaire
• Détermination du spectre
• Les émissions optiques des gerbes
• Rayonnement Tcherenkov atmosphérique
• Fluorescence de lazote
• Les émissions radio des gerbes
• Effet Askaryan
• Effet géomagnétique

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3.a Les grandes gerbes atmosphériques
phénomènes et observables

• La grande gerbe de particules secondaires
  engendrée par linteraction du primaire dans
  latmosphère peut être détectée sur une zone
  étendue ? grande surface efficace de détection
  permettant de faire face aux très faibles flux
  aux énergies 1000 TeV
• Latmosphère est utilisée comme un calorimètre
  inhomogène
• (on exprimera les épaisseurs traversées en g
  cm-2 )
• À partir des observables, on cherche à
  reconstruire
• la direction incidente
• lénergie primaire E0
• et, si possible, à remonter à la nature de la
  particule primaire
• distinction ?-hadron
• distinction noyau léger (p, He)-noyau lourd
  (Fe)

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p ou noyau noyau dazote ou doxygène ? cascade
hadronique

• Composante hadronique fragments nucléaires,
  nucléons, mésons p, K, etc.
• Composante électromagnétique engendrée par p0???
  et autres désintégrations radiatives
• Composante muonique engendrée par les
  désintégrations des p et des K
• Les neutrinos atmosphériques issus des
  désintégrations des p K et µ

Les électrons et ? primaires engendrent une gerbe
électromagnétique constituée essentiellement
délectrons, de positons et de ? secondaires.
44
Les observables au sol

• Les particules secondaires de la gerbe arrivant
  au sol
• Selon lénergie primaire et laltitude
• Hadrons résiduels (fragments nucléaires) peu
  nombreux car la composante hadronique est la plus
  rapidement absorbée.
• e les plus nombreux à laltitude du
  développement maximal de la gerbe.
• µ atteignent presque toujours le sol
  (composante pénétrante) et peuvent pénétrer
  profondément sous le sol ou sous la mer.
• ? secondaires peuvent être détectés au sol
  après conversion en paires ee- dans leau (effet
  Tcherenkov dans leau).
• Les photons (visibles, UV) émis le long des
  trajectoires des particules chargées de la gerbe
  (effet Tcherenkov, fluorescence de lazote) au
  cours de son développement
• ? information calorimétrique
  tri-dimensionnelle.
• Lémission radio de ces mêmes particules.

45
Aspects temporels

• Quand la gerbe se développe, une  galette  de
  particules chargées se déplace vers le sol.
• La forme de ce front (plus ou moins incurvé)
  dépend du stade de développement.
• Lépaisseur de ce front ( 10 m) donne
  létalement temporel du signal dans chaque
  détecteur.
• Les différences de temps darrivée au sol sur les
  détecteurs déchantillonnage ? direction
  darrivée pour un front quasi-planaire (?? 1).
• Le front de lumière Tcherenkov (toujours émise à
  faible angle de laxe) est plus mince (m) que le
  front de particules chargées ?
• signal mieux défini temporellement.

46
Gerbe créée par un ? de 300 GeV
Gerbe créée par un proton de 300 GeV
km
km
En moyenne symétrie de révolution
Impulsions transverses plus grandes Présence de
muons (désintégration des mésons) Une gerbe
hadronique peut comporter des sous-gerbes  électro
magnétiques
Petites impulsions transverses (Presque) jamais
de muons (sauf si E0gt1 PeV) Essentiellement e
e- et ? secondaires
m
m
47
3.b Les gerbes électromagnétiques (e ou ?
primaire)
3.b1 Phénomènes de base dominants

• Rayonnement de freinage (bremsstrahlung) des e
• Conversion de ? de haute énergie en paires ee-
• Petites déviations angulaires (diffusion
  multiple) des e
• Pertes dénergie des e par ionisation ou
  excitation des atomes

dans le champ coulombien des noyaux
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Gerbe électromagnétique phénomènes secondaires

• À basse énergie (particules secondaires au
  développement maximal de la gerbe) leffet
  Compton et lannihilation des e responsable de
  lexcès de charge négative (effet Askaryan).
• À haute énergie photo-production ou
  électro-production de hadrons ? composante
  hadronique mais
• s (photo-production) 10-3 s
  (production de paire).
• À ultra-haute énergie, un e peut interagir de
  manière cohérente avec plusieurs atomes (effet
  Landau-Pomerantchuk-Migdal) ? interférences
  altérant les phénomènes de bremsstrahlung et de
  diffusion multiple.

49
Des éléments simplificateurs

• Au-dessus dune énergie critique (84,2 MeV dans
  lair), la perte dénergie dominante pour les
  électrons est celle due au bremsstrahlung.
• Si lon néglige la perte dénergie par ionisation
  et les phénomènes secondaires, tous les processus
  relèvent de linteraction dun e ou ? avec le
  champ coulombien dun noyau ? une seule longueur
  fondamentale la longueur de radiation X0.
• Les formules de Bethe-Heitler régissant le
  bremsstrahlung et la production de paires ne font
  intervenir aucune échelle dénergie privilégiée
  (uniquement des rapports).

50
Formules de Bethe-Heitler
a cte de structure fine re rayon classique
de lélectron NA nombre dAvogadro

• Longueur de radiation X0
• 36,7 g cm-2 pour lair
• On exprime les épaisseurs traversées en
  unités de X0
• t (sans dimension) l/X0
• Bremsstrahlung
• v (énergie du ? créé)/(énergie de
  lélectron initial)
• Production de paires
• u (énergie dun des e de la
  paire)/(énergie du ? initial)

cm2 g-1
51
3.b2 Développement longitudinal

• On sintéresse au nombre moyen de particules
  (e,e- et ?) coupant un plan perpendiculaire à la
  direction incidente, après traversée dune
  épaisseur datmosphère t (en unités de X0).
• Tant que la perte dénergie des électrons par
  ionisation reste petite devant la perte due au
  bremsstrahlung, le nombre de particules (e,e- et
  ?) ne cesse daugmenter (phase de développement
  de la gerbe) et lénergie moyenne par particule
  diminue.
• Quand lénergie moyenne par particule atteint la
  valeur pour laquelle les pertes par ionisation
  portent un e à larrêt en une longueur de
  radiation ( énergie critique  Ec 84,2 MeV
  dans lair), le nombre de particules de la gerbe
  commence à diminuer
• (phase dextinction de la gerbe).
• À la transition entre les deux phases
  (développement maximal), lénergie moyenne par
  particule est égale à lénergie critique..

52
Développement longitudinal modèle simpliste de
Heitler

• Après t longueurs de radiation, il y a 2t
  particules dont lénergie vaut
• E E0/2t , soit
• t ln2 ln (E0/E)
• Les particules dénergie E sont en nombre maximal
  à lépaisseur
• t(E) ln (E0/E)
• Le développement maximal de la gerbe est atteint
  pour une épaisseur traversée
• tmax(E0) ln (E0/Ec)
• Les modèles plus réalistes confirment cette
  estimation.

53
Développement longitudinal lapproximation A
(B. Rossi, K. Greisen)

• Lapproximation A décrit la phase de
  développement de la gerbe où seuls interviennent
  le bremsstrahlung et la création de paire.
• À partir des formules de Bethe-Heitler, on
  obtient des équations intégro-différentielles
  linéaires couplées donnant
• ?(E,t) dE nombre moyen de dont lénergie est
  dans lintervalle E, EdE, après traversée de t
  X0
• ?(W,t) dW nombre moyen de ? dont lénergie est
  dans lintervalle W, WdW, après traversée de t
  X0
• Lélément simplificateur est labsence de toute
  échelle dénergie.

54
Lapproximation A (suite)

• ?(E,t) donne le nombre moyen et le spectre des e
  secondaires après traversée de t longueurs de
  radiation.
• ?(W,t) donne le nombre moyen et le spectre des ?
  secondaires après traversée de t longueurs de
  radiation.
• Condition initiale
• Si la particule primaire est un ? ?(W,0) d
  (E-E0)
• Si la particule primaire est un e ?(E,0) d
  (E-E0)
• Solutions particulières évidentes
• ?(W,t) f(t)/Ws1 et ?(E,t)
  g(t)/Es1
• (absence déchelle dénergie)
• mais elles ne satisfont pas à la condition
  initiale !

55
Lapproximation A (suite)

• Les solutions évidentes (spectres en loi de
  puissance, donc invariants déchelle)
  correspondent à une condition initiale
  intéressante en elle-même celle dun faisceau
  incident dont lénergie suit un spectre en loi de
  puissance dont s est lindice spectral intégral.
• Ces solutions particulières forment une base et
  la solution satisfaisant la condition initiale
  (photon ou électron dénergie E0) sobtient par
  une superposition de solutions à spectre en
  1/Es1 (transformation de Mellin, analogue aux
  transformations de Fourier ou de Laplace).
• Résultat pour une valeur donnée de t, le
  spectre des particules est très proche dune loi
  en 1/Es1 avec une valeur de s qui varie avec t
  et
• y ln (E0/E) selon
• Le nombre de particules dénergie E est maximal
  pour s1

56
Prise en compte des pertes dénergie par
ionisationParamètre dâge

• Lapproximation A cesse dêtre valable quand
  lénergie moyenne des électrons est de lordre de
  lénergie critique Ec.
• En sinspirant de la théorie précédente, on pose
• Formule semi-empirique de Greisen donnant, pour
  une gerbe créée par un ? incident, le nombre
  moyen délectrons après traversée de t longueurs
  de radiation
• Le paramètre s croît avec t, reste inférieur à 1
  dans la phase de développement, atteint la valeur
  1 au stade maximal de développement pour tmax y
  ln (E0/Ec) et est supérieur à 1 dans la phase
  dextinction.
• On lappelle pour cette raison  paramètre
  dâge .

57
Gerbes électromagnétiques quelques ordres de
grandeur
58
Gerbes électromagnétiques profils longitudinaux
moyens
1020 eV
1019 eV
1000 TeV
1 TeV
30 GeV
Épaisseur traversée (g cm-2)
59
Le nombre délectrons au sol ( taille ) comme
estimateur dénergie

• Au stade de développement maximal,
• le nombre moyen délectrons est quasiment
  proportionnel à lénergie primaire (y
  ln(E0/Ec).
• Les fluctuations affectant Ne
• Fluctuation de la position de la première
  interaction (loi exponentielle)
• Fluctuations dans le développement-même de la
  gerbe (loi approximativement log-normale en
  raison du caractère multiplicatif du
  développement de la gerbe)
• Fluctuations déchantillonnage (dépend des
  détecteurs, de leur disposition au sol etc.)
• Si lon connaît laltitude du développement
  maximal (par exemple par un détecteur optique),
  ou si lon peut estimer lâge indépendamment (par
  la distribution latérale des électrons), on peut
  se débarrasser du premier type de fluctuations.
• Les fluctuations sont minimales au stade de
  développement maximal.

60
3.b3 Développement transverse

• Diffusion multiple des électrons (énergie E,
  impulsion p, vitesse ß) (G. Molière)
• Déviation angulaire ?0 après traversée de dtX0
• Déplacement latéral après traversée de X0 Es/E
• La longueur de référence dans létude de la
  distribution latérale est le rayon de Molière
• (71 m au niveau de la mer)
• Théorie analytique (J. Nishimura, K. Kamata,
  K.Greisen)
• Redéfinition de lâge, dépendant de la
  distance r à laxe de la gerbe

61
Distribution latérale des électrons

• Formule semi-empirique de Nishimura-Kamata-Greisen
  (NKG) donne la densité moyenne délectrons sur
  un plan perpendiculaire à laxe de la gerbe, en
  fonction de la distance r à laxe, pour une
  épaisseur traversée t X0
• La connaissance de la distribution latérale
  permet en principe de mesurer lâge de la gerbe
  au niveau du sol.
• Il existe une distance r0 pour laquelle la
  fluctuation de densité ?e à énergie primaire E0
  fixée est minimale
• ? ?e (r0) comme estimateur dénergie
• La valeur de r0 dépend des caractéristiques
  des détecteurs échantillonnant la gerbe et de
  leur disposition au sol mais il faut au
  préalable reconstruire limpact au sol de laxe
  de la gerbe.

62
3.b4 Phénomènes spécifiques des énergies
ultra-hautes
Photo et électro-production de hadrons

• Le photon (réel ou virtuel)
• peut se coupler aux hadrons
• s(?p?hadrons) 0,12 mb et
• s(?air?hadrons) 1,4 mb pour des ? de 50
  GeV à quelques TeV
• (s est proportionnelle à A0,9) au-delà du
  TeV, s croît comme log E0..
• À comparer à s(??ee-) 511 mb dans lair la
  probabilité de créer un hadron est de lordre de
  quelques pour mille mais, au-delà du PeV
  électrons et photons secondaires se comptent par
  millions.
• Les simulations à E0 fixée montrent quen moyenne
  un ? produit 30 fois moins de muons quun proton,
  mais il peut y avoir de grosses fluctuations,
• par exemple si la réaction produisant des
  hadrons se produit en début de gerbe.

63
Leffet Landau-Pomerantchuk-Migdal (LPM)

• Bremsstrahlung e incident (E) dans le champ
  coulombien dun noyau ? e final (E') ? (E?E -
  E')
• En négligeant les impulsions transverses, le
  transfert dimpulsion longitudinale ql au noyau
  est donné par
• soit pour E et E' gtgt me
• Relations de Heisenberg lincertitude sur la
  position de lémission (ou longueur de formation)
  vaut lf h/ql

64
Leffet Landau-Pomerantchuk-Migdal (suite)

• Pour des grandes valeurs du facteur de Lorentz de
  lélectron ?e et des basses énergies de photon de
  bremsstrahlung, la longueur de formation
• peut être très grande et atteindre les
  distances inter-atomiques.
• Dans ce cas, lélectron interagit de manière
  cohérente avec plusieurs atomes, mettant en jeu
  bremsstrahlung et diffusion multiple dans le même
  processus.
• Quand la diffusion multiple domine, le
  bremsstrahlung (et la production de paires pour
  les ?) sont considérablement atténués (effet LPM).

65
Leffet Landau-Pomerantchuk-Migdal (suite)

• Bremsstrahlung ou diffusion multiple ?
• Bremsstrahlung angle entre la direction de
  lélectron incident et celle du ? émis ??
  1/?e
• Diffusion multiple la variance de langle de
  diffusion sur une longueur de formation vaut
• Quand ?f2 gt ??2, la diffusion multiple domine le
  bremsstrahlung. Cette condition correspond alors
  à

66
Leffet Landau-Pomerantchuk-Migdal (suite)

• Bremsstrahlung et production de paires sont
  considérablement atténués si
• Dans lair (20C, 1 atm.) ELPM 116 PeV
  1,161017 eV
• Tant que Ee ltlt ELPM, la partie du spectre de
  photons subissant latténuation est très réduite.
• Leffet LPM apparaît quand des électrons
  secondaires de la gerbe ont des énergies
  comparables, voire supérieures à ELPM
• ? profils de gerbes atypiques, par exemple 2
  maximums !

67
Photons dénergies ultra-hautes la cascade
commence avant lentrée dans latmosphère

• Un ? dénergie ultra-haute peut, avant
  datteindre latmosphère terrestre, interagir
  avec la composante transverse du champ magnétique
  terrestre et créer une paire ee- si
• soit E?
  gt quelques 1019 eV.
• La longueur moyenne dinteraction photon-champ
  est de
• 1,03 rayon terrestre à 1020 eV.
• Les électrons de cette paire également
  ultra-énergétiques peuvent à leur tour produire
  des ? par rayonnement synchrotron dans le champ
  magnétique terrestre ? pré-gerbe.

68
Photons dénergies ultra-hautes la cascade
commence avant lentrée dans latmosphère

• Probabilités dinteraction par unités de longueur
  et de champ magnétique
• ? B ? e e- (paire)
• e B ? e ? (synchrotron
• ou bremsstrahlung magnétique)

Vankov et al. 2003
69
Photons dénergies ultra-hautes la cascade
commence avant lentrée dans latmosphère

• Aux énergies où linteraction ?-B se produit
• la profondeur datmosphère Xmax correspondant au
  développement maximal est notablement réduite
• le nombre de muons au sol Nµ (effet de la
  photoproduction qui, elle, ne se produit que dans
  latmosphère) est également réduit.
• Leffet est plus prononcé si la trajectoire du ?
  passe près de laxe du dipôle magnétique
  terrestre où les lignes de champ sont plus denses
  
• ? asymétrie azimuthale
• asymétrie N-S dans

• Distribution de Xmax
• Distribution de Nµ au sol

Signature possible des photons dénergie
ultra-haute
70
Photons dénergies ultra-hautes la cascade
commence avant lentrée dans latmosphère
Asymétrie N-S pour la profondeur de développement
maximal dune gerbe de photon de E gt 1019eV
Vankov et al. 2003
Cas dun site nord (Inverser pour Auger-Sud)
71
Photons dénergies ultra-hautes les deux effets
(LPM et cascade extra-atmosphérique) jouent en
sens contraires !

• Profils dune gerbe de photons de 3 1020eV
• dans 3 situations
• Profils centraux uniquement les processus de
  Bethe-Heitler.
• Profils de droite avec effet LPM (noter les
  fortes fluctuations)
• Profils de gauche avec effet LPM et effet de
  pré-gerbe.

72
3.c Les gerbes hadroniques (proton ou
noyau primaire)

• Grande complexité entraînant le recours aux
  simulations
• Plusieurs longueurs caractéristiques longueur
  dinteraction des nucléons, des pions etc.,
  longueur de radiation.
• Superposition de plusieurs gerbes
  électromagnétiques engendrées par les ? de
  désintégration des p0 (à des altitudes
  différentes).
• Grandes fluctuations dans la multiplicité de
  particules produites.
• Mais les simulations restent soumises à certaines
  incertitudes
• Interactions pNoyau ou NoyauNoyau sensibilité
  aux modèles nucléaires.
• Domaine dénergie parfois non couvert par les
  accélérateurs et collisionneurs sensibilité aux
  modèles de fragmentation des partons.
• Le paramètre dinélasticité nest bien mesuré que
  dans des expériences à cible fixe (peu accessible
  aux collisionneurs).
• Toutefois, certaines tendances observées sur les
  gerbes électromagnétiques restent valables.

73
10 ? de 300 GeV
10 protons de 300 GeV
Simulations de M. de Naurois
74
3.c 1 Des gerbes électromagnétiques aux gerbes
hadroniques

• Les principales observables sont dabord les
  mêmes que pour une gerbe électromagnétique
• Nombre délectrons au sol et distribution
  latérale des électrons.
• Profil longitudinal et altitude du développement
  maximal (détecteurs optiques).
• mais, en outre, on dispose aussi des muons
  et parfois des hadrons résiduels
• Nombre de muons au sol et distribution latérale
  des muons.
• Linvariance déchelle de Feynman, assez bien
  vérifiée dans la région de fragmentation du
  projectile qui domine le développement de la
  gerbe joue un rôle analogue aux formules de
  Bethe-Bloch pour les gerbes électromagnétiques
  (absence déchelle dénergie).
• Les simulations ont permis de mettre au point des
  formules empiriques inspirées de celles
  concernant les gerbes électromagnétiques et
  utiles pour faire des évaluations rapides (T.K.
  Gaisser, A.M. Hillas)

75
3.c2 Gerbes hadroniques quelques formules
empiriquesLes électrons

• Il existe une profondeur datmosphère où Ne est
  maximal et ses fluctuations minimales. On peut la
  paramétrer selon
• Xmax
  X'0 ln(E0/e)
• où X'0 et e sont ajustés à partir du
  programme de simulation.
• La mesure de Ne et de Xmax pour chaque gerbe
  permet de se débarrasser en grande partie de la
  fluctuation de la première interaction.
• La formule empirique de Gaisser-Hillas donne le
  nombre moyen délectrons après traversée dune
  épaisseur X datmosphère
• ?N est la longueur moyenne dinteraction des
  nucléons et le paramètre p est défini selon p1
  Xmax /?N . Le paramètre S0 est ajusté à partir
  du programme de simulation.

76
Gerbes hadroniques les muons

• Identification des muons au sol
• soit sous un blindage suffisant pour absorber les
  électrons (roche, terre, béton) ex. expérience
  KASCADE.
• soit dans un détecteur Tcherenkov à eau (cuve ou
  piscine) que les muons traversent complètement
  contrairement aux électrons ex. observatoire
  Auger (cuves), expérience MILAGRO (piscine).
• Les muons au sol sont beaucoup moins nombreux que
  les électrons
• et donc beaucoup plus dispersés ? les
  fluctuations déchantillonnage dominent, alors
  que les fluctuations intrinsèques sont moindres
  que pour les électrons après le stade de
  développement maximal, le nombre de muons ne
  diminue que lentement.
• Distribution latérale (K. Greisen) ? densité
  moyenne de µ à la distance r de laxe de la gerbe
  

77
3.c3 Comment se distribuent les noyaux primaires ?

• Dans une expérience au sol, on ne peut pas
  identifier le noyau primaire, mais on cherche à
  évaluer les tendances par rapport à la
  composition  de basse énergie  donnée par les
  satellites et les ballons allègement (plus de
  protons ou He) ou alourdissement (plus de fer) ?
• Pour identifier les observables sensibles à la
  composition du rayonnement cosmique, le modèle
  naïf  de superposition  est conceptuellement
  utile
• On considère un noyau dénergie E0 et
  comportant A nucléons comme un groupe de A
  nucléons indépendants ayant chacun lénergie E0/A.

78
Observables sensibles à la composition
 Tailles  respectives en électrons et muons

• Dans le modèle naïf de superposition, à énergies
  égales, un noyau produit plus de muons quun
  proton (mésons p et K secondaires moins
  énergétiques se désintégrant plus facilement).
• En fait, les contraintes expérimentales rendent
  la notion de taille dépendante de lappareillage,
  mais, dans tous les cas, les simulations montrent
  que les variations de Ne et de Nµ
• avec lénergie ne sont pas sensibles
• de la même façon à la nature du primaire.
• Exemple de lexpérience KASCADE
• à Karlsruhe
• Réseau de 252 détecteurs répartis
• sur 200 m 200 m
• en surface (e et ? secondaires)
• et sous blindage de Pb et Fe de 20 X0 (µ )
• (énergie de muon gt 230 MeV)

79
Observables sensibles à la composition
 Tailles  respectives en électrons et muons

• Dans KASCADE, la  taille  en muons (déduite de
  létude de la distribution latérale) est tronquée
  (Nµtr) et comptée seulement entre 40 m et 200 m
  de laxe reconstruit (à moins de 40 m du cur,
  les électrons et hadrons peuvent traverser le
  blindage et contaminer les muons).
• Les simulations montrent que Nµtr est corrélé à
  lénergie de manière presque indépendante de la
  nature du noyau primaire.
• Elles montrent en revanche que la  taille  en
  électrons Ne est, à énergie fixée, fortement
  dépendante de la nature du primaire.

Kascade Collaboration
80
Observables sensibles à la composition
 Tailles  respectives en électrons et muons

• KASCADE la densité de muons à 45,5 m du cur
  ?µ(45,5 m) est considérée comme un estimateur
  dénergie
• (fluctuations minimales
  quasi-indépendance par rapport à la nature du
  primaire).
• À ?µ(45,5 m) fixé (donc dans un domaine restreint
  dénergie primaire), les gerbes riches en
  électrons (Y log (Nµ)/ log (Ne) lt 0,75) sont
  dominées par les protons et les noyaux légers et
  les gerbes pauvres en électrons (Y gt 0,75) par
  les éléments plus lourds.
• Seul le spectre en ?µ de la première population
  présente une rupture de pente ( genou ), ce qui
  met en évidence un alourdissement de la
  composition au-delà du genou.

Kampert 2001
81
Observables sensibles à la composition
Profondeur du développement maximal

• Au stade de développement maximal, la profondeur
  datmosphère traversée Xmax (comptée le long de
  laxe de la gerbe) est sensible à la composition,
  car, à énergie donnée, la gerbe engendrée par un
  noyau se développe plus vite que celle créée par
  un proton.
• Daprès la formule de Gaisser-Hillas et dans un
  modèle simple de superposition (sans tenir compte
  des effets de sélection du déclenchement)
• Proton Xmax X'0 ln(E0/e)
• Moyenne sur tous les noyaux
  
• wi poids statistique de chaque noyau
• Finalement

82
Observables sensibles à la composition
Profondeur du développement maximal
83
3.c4 Gerbes hadroniques détermination du
spectre

• Les simulations donnent les distributions des
  observables
• (Ne et Nµtr pour KASCADE) à énergie fixée
  permettant de remonter au spectre, mais elles
  dépendent
• de la composition
• du modèle hadronique
• choisi
• KASCADE a utilisé
• QGSJet01
• SIBYLL2.1
• et comparé les spectres
• obtenus avec chacun
• des modèles ?

Antoni et al. 2005
84
Gerbes hadroniques détermination du spectre

• Ces complications (incertitudes sur la
  composition détaillée, choix dun modèle
  hadronique) expliquent les écarts systématiques
  entre les résultats dexpériences différentes.

Antoni et al. 2005
85
3.d Les émissions optiques des gerbes

• Les particules chargées de la gerbe émettent de
  la lumière
• Lumière Tcherenkov très collimatée le long de
  la gerbe (angle Tcherenkov à 1 Atm. 1) avec un
  seuil en énergie variant avec laltitude au sol
  22 MeV pour les e et 4,5 GeV pour les µ
• (20 photons par m par particule chargée de
  ß1 au sol)
• Surtout utilisée en astronomie gamma.
• Lumière de fluorescence de lazote isotrope
• (4 photons par électron par m au sol)
• Surtout utilisée aux énergies extrêmes
  1018eV.
• Cette lumière détectée au sol nous renseigne sur
  le développement de la gerbe en 3D très utile
  pour la mesure dénergie
• mais les détecteurs optiques ne peuvent
  fonctionner que la nuit, par beau temps et en
  labsence de lune ( 10 du temps).

86
3.d1 La lumière Tcherenkov des gerbes

• Front donde à peu près conique aux énergies gt
  TeV, très bien défini temporellement (quelques
  nanosecondes)
• éclairant au sol une zone de
• 150 m de rayon à 1800 m daltitude pour des
  gerbes de lordre du TeV.
• Tout télescope placé dans cette tache détecte la
  gerbe sil reçoit suffisamment de photons ?
  surface efficace de détection 105 m2
• Avec un ensemble de plusieurs télescopes, on
  reconstruit la gerbe en 3D (stéréoscopie) ?
  nombre total de photons Tcherenkov (estimateur
  dénergie).

87
La lumière Tcherenkov des gerbes

• Profil longitudinal semblable au profil des
  particules chargées, à un léger décalage près de
  0,3 X0 vers le sol en raison de la variation du
  seuil Tcherenkov avec laltitude.
• Profil transverse nettement plus étroit (sT 10
  à 15 m vers 10 km daltitude) que pour les
  particules chargées, toujours en raison de
  leffet de seuil car lénergie moyenne des
  particules décroît rapidement quand on séloigne
  de laxe.
• La  photosphère  Tcherenkov
• (distribution des origines des photons)
• peut raisonnablement être approximée
• par une distribution gaussienne à 3D,
• avec symétrie de révolution pour les
• gerbes électromagnétiques.
• La mesure de lécart-type transverse sT
• permet de distinguer les gerbes
• électromagnétiques des gerbes hadroniques,
  beaucoup plus larges (impulsions transverses des
  interactions nucléaires gtgt celles des
  interactions coulombiennes).

88
La lumière Tcherenkov des gerbes
sT (en g cm-2) fonction de Xmax (en g cm-2)
Gerbes de ? simulées
200 GeV

• Pour les gerbes électromagnétiques, sT (en g
  cm-2) est proportionnel à Xmax (en g cm-2),
  toujours en raison de la variation du seuil
  Tcherenkov avec laltitude.
• Leur rapport ? sT/ Xmax a une distribution
  quasiment indépendante de langle zénithal et de
  lénergie.
• En astronomie gamma, la reconstruction 3D de la
  gerbe avec plusieurs télescopes (stéréoscopie)
  permet de mesurer sT et ? ? séparation des gerbes
  dues aux ? de celles dues aux hadrons.

500 GeV
1 TeV
Superposition
M. Lemoine-Goumard et al. 2006
89
Profils Tcherenkov transverses gerbes
électromagnétiques et hadroniques

• Données  OFF  gerbes détectées par 3 ou 4
  télescopes dans une zone sans source ? ?
  distribution de sT pour les gerbes hadroniques
  détectées par 3 ou 4 télescopes.
• Données  ON  gerbes détectées par 3 ou 4
  télescopes dans la direction de la source gamma
  PKS2155-304 (blazar).
• Distribution  ON-OFF  ? distribution de sT
  pour les gerbes de ? détectées par 3 ou 4
  télescopes.

Expérience H.E.S.S. (astronomie gamma)
?  ON-OFF  ?
?  OFF  hadrons
90
3.d2 La lumière de fluorescence des gerbes

• Contrairement à la lumière Tcherenkov, la lumière
  de fluorescence de lazote (? entre 310 et 400
  nm) est émise de manière isotrope et peut être
  détectée très loin (plusieurs dizaines de km) de
  limpact au sol ? très grande acceptance bien
  adaptée aux énergies extrêmes.
• Dans un télescope éloigné, le front de
• particules est vu comme un objet
• quasi-ponctuel dont on peut suivre le
• mouvement et les variations dintensité
• sur des échelles de temps de lordre de
• plusieurs µs.
• Les observations stéréoscopiques
• permettent de remonter à la distribution
• du nombre de photons émis le long de laxe
• ? profil longitudinal de la gerbe.
• On mesure directement lénergie déposée dans
  latmosphère par les particules chargées de la
  gerbe, indépendamment de tout modèle, à une
  petite correction près (contributions des muons
  dans le sol et des neutrinos).

HiRes Coll. 2005
91
La lumière de fluorescence des gerbes

• Le télescope dobservation dispose dune caméra
  pixellisée un pixel ? une direction (angle ?i).
  
• Limage de la trajectoire ? plan contenant laxe
  et le télescope.
• On mesure les temps ti de passage du point-image
  dans le pixel ?i.
• 3 paramètres à reconstruire
• paramètre dimpact Rp
• angle ? de laxe de la gerbe avec sa trace sur le
  sol
• t0, temps de passage du front de particules à la
  distance Rp du télescope.

92
La lumière de fluorescence des gerbes

• Si lon ne dispose que dun seul point de vue
  (un   il), la relation
• ?i f(ti-t0) est presque linéaire et ne
  permet de déterminer quune fonction de Rp et de
  ? (vitesse moyenne apparente de limage).
• Il est donc important davoir au moins deux
   yeux , éloignés de quelques dizaines de km
  pour lever cette ambiguïté
• ou de disposer dun réseau de détecteurs de
  particules au sol qui fournit indépendamment la
  position de limpact (solution hybride utilisée
  dans lObservatoire Auger).

P. Auger Coll. 2006
p - ?
93
La lumière de fluorescence des gerbes

• En fait, chaque  il est un ensemble
• de télescopes dorientations différentes,
• couvrant chacun une portion de ciel
• (comme les facettes dun
• il de mouche)
• Lintensité reçue sur chaque pixel
• permet de remonter au
• profil longitudinal de la gerbe si
• la direction est bien reconstruite
• et après soustraction de la
• lumière Tcherenkov diffusée
• Il restera à tenir compte de
• lénergie déposée dans le sol par
• les muons et de celle des neutrinos
• (évaluée par la simulation à
• quelques du total).

P. Auger Coll. 2003
94
La lumière de fluorescence des gerbes

• Pour reconstruire le profil de gerbe (nombre
  délectrons Ne dans la zone démission vue par
  chaque pixel) à partir du nombre de
  photo-électrons Npe reçus dans chaque pixel, il
  faut connaître
• Yf le taux de production de photons de
  fluorescence par électron et par mètre.
• La distance r au télescope et la dimension ?l de
  la zone démission correspondant à ce pixel
  (obtenues par la reconstruction géométrique vue
  plus haut).
• Le coefficient datténuation (1/ra) dû à
  labsorption atmosphérique.
• La surface de collection des photons (miroir)
  Acoll et les diverses efficacités (réflectivité
  des miroirs, effet des zones mortes de la caméra,
  efficacités quantiques des photo-détecteurs)
  combinées dans e .

95
3.e Les émissions radio des gerbes

• Les gerbes atmosphériques émettent aussi dans le
  domaine radio
• mais, aux longueurs donde décamétriques, les
  champs émis par les particules positives et
  négatives se compensent dans une large mesure
  (cohérence)
• et plusieurs phénomènes coexistent
• Effet de lexcès de charge négative dû aux
  phénomènes de basse énergie (effet Compton et
  annihilation des e)
• Q 20 e Ne (effet Askaryan).
• Effet du champ magnétique terrestre qui sépare
  spatialement les particules positives et
  négatives.
• Si la gerbe atteint le sol, il peut y avoir un
  rayonnement de transition émis vers larrière.

96
Les émissions radio des gerbes historique

• Premières prédictions G. A. Askaryan 1962
• Premières études expérimentales J.V. Jelley
  1962 dans le domaine de 2 à 500 MHz mais abandon
  dans le courant des années 1970 (voir revue de H.
  R. Allan 1971)
• Intérêt renouvelé pour les très hautes énergies
  (E0gt1017eV) en raison du coût relativement bas
  des détecteurs (antennes)
• Nouvelles expériences auprès daccélérateurs
  (gerbes dans des milieux denses) ex. SLAC T460
  en 2002 dans des blocs de sel (Gorham et al.
  2005) en vue de la détection de neutrinos.
• Nouvelles expériences sur les gerbes
  atmosphériques
• Résau dantennes LOPES auprès de lexpérience
  KASCADE-GRANDE (Karlsruhe)
• Expérience CODALEMA auprès du radio-télescope de
  Nançay

97
Émission radio des gerbes longueur de cohérence

• Longueur de cohérence ?z le long de laxe Oz de
  la gerbe
• les champs arrivent simultanément
• au détecteur (distance R) si
• dR/dt v cos ? c/n
• (condition de leffet Tcherenkov).
• Mais dR/dt varie
• d2R/dt2 v2 sin2?/R
• et la cohérence implique
• soit
• Comparer ?zcoh à la longueur de la zone émettrice
  autour du maximum a 3 km

Exemple de leffet Tcherenkov

• Domaine optique ?z ltlt a
• Domaine radio ?z gtgt a

98
Cohérence avantages et servitudes

• La cohérence permet despérer que lintensité du
  champ électrique est proportionnelle aux nombre
  de particules chargées, donc à lénergie primaire
  E0 ? puissance reçue proportionnelle à E02 doù
  lintérêt pour les énergies ultra-hautes.
• Linterprétation des signaux nécessite de bien
  simuler ces processus cohérents
• Méthodes très différentes de celles utilisées en
  physique des particules, car il faut prendre en
  compte les effets dinterférences et de
  propagation des champs (ex T. Huege H. Falke
  2005).
• Il faut tenir compte deffets de basse énergie
  pour lexcès de charge négative.
• Les effets de détection (filtrage ou mesure
  impulsionnelle) doivent être pris en compte.
• Les simulations doivent être validées par des
  expériences hybrides utilisant,
• en plus des antennes, des moyens classiques
  (réseaux de détecteurs de particules au sol ou
  détecteurs optiques).

99
Leffet Askaryan (excès de charge négative)

• Un excès de charge négative dû à leffet Compton
  des ? secondaires et à lannihilation des e de
  basse énergie se développe proportionnellement au
  nombre délectrons (Q20 e Ne)
• Cet effet est important dans la zone de
  développement maximal et produit un rayonnement
  radio de deux manières
• Leffet Tcherenkov (dominant)
• Leffet de variation de lexcès de charge
• dans sa propagation
• Mesure dans un milieu dense (blocs de sel)
• avec un faisceau de ? de bremsstrahlung
• du SLAC
• Vérifie les prédictions obtenues à partir de
• simulations très détaillées (EGS4)
• Vérifie la dépendance quadratique de la
• puissanceTcherenkov reçue avec lénergie
• Effet dominant dans les milieux denses.

Gorham et al. 2005
100
Leffet géomagnétique

• Cest probablement leffet dominant dans les
  gerbes atmosphériques daprès les premières
  mesures faites il y a 30-40 ans, mais cela reste
  à prouver.
• Des simulations ont été réalisées en combinant
  les effets des rayonnements synchrotron des e- et
  des e (qui se compensent
• en partie) (Huege Falcke 2005).
• Elles prédisent
• Un spectre en fréquences garantissant
• la cohérence jusquà 100 MHz
• Une intensité à symétrie azimuthale
• Une polarisation marquée, principalement
• linéaire dans la direction perpendiculaire
• à la fois à laxe de la gerbe et au champ
• magnétique.
• Cette propriété caractéristique de leffet
  géomagnétique devrait permettre de vérifier son
  importance dans lémission radio des gerbes
  atmosphériques.

Gerbe de 1017 eV
20 m
500 m
101
Effet géomagnétique polarisation attendue
Est-Ouest
Simulation dune gerbe verticale de 1017eV (Huege
Falcke 2005)
Verticale

• Impulsions brutes (non filtrées) à 200 m de
  distance au nord-ouest de limpact (3
  composantes)
• Composante Est-Ouest fonction de la composante
  Nord-Sud on aurait une droite si la
  polarisation était strictement linéaire
  présence dune petite composante de polarisation
  circulaire.

Nord-Sud
102
Lexpérience CODALEMA à Nançay

• Site du radio-télescope de Nançay (Cher), un
  environnement
• radio calme (bandes 1 à 5 MHz et 20 à 90
  MHz) et bien étudié.
• Système dantennes dont 4 du réseau décamétrique.
  
• Dans un premier temps, tests avec un
  déclenchement purement radio (bande 33-65 MHz,
  coïncidences entre antennes) ? étude du ciel
  radio impulsionnel.
• Mesure  impulsionnelle  filtrage analogique
  sur une large bande (24-82 MHz) puis numérisation
  (ADC 8 bits) en fonction du temps ?
  reconstruction de la forme impulsionnelle
  possibilité de filtrage numérique ultérieur.
• Maintenant, déclenchement fourni par 4 détecteurs
  de particules (coïncidence en moins de 600 ns)
  puis lecture des signaux radio.

103
Lexpérience CODALEMA premiers résultats
(Ardouin et al. 2005)

• Seuil estimé à 51016eV
• Environ un événement par jour
• Pour chaque événement, on
• reconstruit la direction (temps
• darrivée des signaux) et la
• position de limpact au sol ...
• et on ajuste un profil latéral de champ
  électrique de la forme

• Selon les événements
• E0 varie de quelques µV m-1 Hz-1 à environ 25
  µV m-1 Hz-1
• d0 varie de 100 m (pas du réseau) à 300 m

104
La détection radio des grandes gerbes
perspectives

• La motivation principale lintérêt pour les
  énergies ultra-hautes (cf. tests dantennes
  CODALEMA sur le site de lObservatoire Auger)
• Puissance reçue proportionnelle au carré de
  lénergie primaire (cohérence).
• Coût raisonnable pour équiper une très grande
  surface.
• Haute proportion de temps utile (? détecteurs
  optiques)
• Les questions à résoudre
• Déterminer les contributions respectives des
  différents processus démission radio à
  différentes distances dimpact, dans différents
  domaines dénergie
• Peut-on, comme avec les détecteurs optiques,
  reconstruire la structure 3D de la gerbe ?
• et reconstruire son énergie sans trop dépendre
  des modèles hadroniques ?