gilles maurin directeur de thèse : jean-michel brunet

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


• 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



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



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 ?


Nature des RCUHENature des RCUHE

>1019 eV


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


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


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)


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



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


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°)


L’Observatoire d’hier L’Observatoire d’hier àà aujourd’hui aujourd’huiMerci Cyril ;)


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


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


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


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


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)


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


• 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


Courbure variable



• 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)



Signal en VEM

1

10

100

1000

1000 2000


• 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


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


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


Corsika+QGSJet

Signaux moyens dans une cuveSignaux moyens dans une cuve


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


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


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


Paramètre A dégénéré

Paramètre S/Stot non dégénéré

Hypothèse

sur la nature

Erreur sur E fixée à 20%




Application aux donnéesApplication aux données


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


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


• 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


Courbure du front de gerbeCourbure du front de gerbe

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


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


• 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



[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


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


• 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


Limite supérieure sur le taux de photons primairesLimite supérieure sur le taux de photons primaires


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


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


L’effet LPML’effet LPM


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


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


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


PB

.~

Négligeable en dessous de 51019eV

impulsion du primaireChamp magnétiqueterrestre

Combinaison des deux effetsCombinaison des deux effets


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


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 ?


La courbure de ces événements est compatible

avec celle des hadrons


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


Janvier 2004 – Août 2005Sud Nord

21 5

10 1

Avril 2005

Asymétrie Nord/Sud n’est pas confirmée par les nouvelles

données


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


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


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


Conclusions et perspectivesConclusions et perspectives


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


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


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


LPM: diminution des sections efficaces LPM: diminution des sections efficaces EMEM



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


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


Choix du S(1000)Choix du S(1000)


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


Erreur systématique < 0.5 Résolution < 1.5 Diminuent avec l’énergie

Résolution en énergieRésolution en énergie


Distributions en énergie des particulesDistributions en énergie des particules


Correspondant: Ajustement – Nb muonsCorrespondant: Ajustement – Nb muons


40o

A

Muons dans la cuve

Remarque : Cette relation dépend de

Distribution azimutale des événementsDistribution azimutale des événements


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


Cartes des événementsCartes des événements


Sud Nord


E > 1EeV et <60

Les modèles de productionLes modèles de production


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)


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


Sites accélérateurs:• le noyau• les jets de matière• les lobes (Fermi d’ordre 2)• points chauds

Les sursauts gammaLes sursauts gamma


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


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


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


Profils longitudinaux de protonsProfils longitudinaux de protons


Electrons Muons

Distribution latérale des électronsDistribution latérale des électrons


Distribution latérale des muonsDistribution latérale des muons


LDF proton, fer, gammaLDF proton, fer, gamma


LDF élémentaireLDF élémentaire


Biais dans l’hypothèse protonBiais dans l’hypothèse proton


Noyaux de fer Photons

Premières données AugerPremières données Auger


Limite sur le taux de photonsLimite sur le taux de photons


Méthode proposée par P. Billoir

Limite sur le taux de photonsLimite sur le taux de photons


Auto-calibration du VEMAuto-calibration du VEM


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


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


Principe de la reconstruction FDPrincipe de la reconstruction FD

t

signalXmax

Nmax

Courbe de Gaisser Hillas


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


Terme de courbure



• Angle zénithal • Angle azimutal • Rayon de courbure R

4 cuves minimum

Forme du font de particules approximée par une sphère de rayon

constant R

gilles maurin directeur de thèse : jean-michel brunet

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