Expériences auprès des détecteurs de gerbes atmosphériques

f_L=2856 MHz Δt_L≈ 0.35 ns ^{Δtmb≈14 ps} LINAC frequency FWHM of microbunch FWHM of bunch

bunch repetition rate few Hz

Figure^{3.23 –}FWHM (Full Width at Half Maximumou largeur à mi-hauteur) et fréquences des bunchs et micro-bunchs constituant le faisceau d’électrons/positrons.

3.4.2 Expériences auprès des détecteurs de gerbes atmosphériques

Des prototypes d’antennes GHz ont été installés au sein d’observatoire de rayons cosmiques tels que KASCADE et l’Observatoire Pierre Auger. AMBER (Air shower Microwave Bremss-trahlung Experimental Radiometer) et MIDAS (MIcrowave Detection of Air Shower) sont des détecteurs radio utilisant une parabole. Ils sont de typeFD-like (télescopes de fluorescence) car disposés et orientés de façon à observer le développement longitudinal des gerbes plutôt que leur profil latéral, à l’opposé des expériences décamétriques citées en section 3.3, pour lesquelles les

détecteurs ne peuvent être situés que proche du point d’impact, là ou le rayonnement géoma-gnétique anisotrope est détectable. CROME (Cosmic Ray Observation via Microwave Emission) et EASIER sont des ensembles d’antennes incorporées aux réseaux de détecteurs de particules, et ainsi adaptés à la détection de rayonnements isotrope et anisotropes.

AMBER

Le prototype d’AMBER [127] est installé à l’université d’Hawaii en 2005 par l’équipe de Gorham. Il consiste en une parabole de 1.8 m de diamètre, dans le plan focal de laquelle sont disposées 4 antennes de type cornet sensibles dans la bande C et Ku (respectivement 3.4-4.2 et 10.7-12.7 GHz) et reliées à des amplificateurs LNB (Low Noise Block). Des événements se dirigeant du ciel vers le sol comme attendu dans le cas d’une gerbe ont été détectés après filtrage du bruit. Aucune preuve n’a cependant été établie quant à l’origine des signaux car AMBER fonctionne sans détecteur de particules.

Une version améliorée d’AMBER est en fonctionnement depuis 2011 à l’Observatoire Pierre Auger aux cotés des détecteurs de fluorescence Coihueco et HEAT. Le réflecteur parabolique mesure 2.4 m d’envergure et observe le ciel à une élévation de 30^◦ et avec un champ de vue de 7^◦×7^◦. Dans son plan focal se trouvent 16 pixels composés pour les 4 centraux d’antennes de type cornet doublement polarisées et sensibles dans les bandes C et Ku (Seavay OSA-124D), et d’antennes de type cornet unipolarisées et sensibles dans la bande C (Chaparral 11-7100-1) pour les 12 autres. Les antennes sont toutes reliées à des amplificateurs (LNB) de 65 dB. Une mémoire tampon (buffer) circulaire de 5 s de capacité et de 3 s de latence guette le déclenchement de l’acquisition provoquée par le détecteur de surface (SD). Une durée de 100µs autour du temps d’arrivée du signal sur le télescope est enregistré. Le temps d’arrivée du signal est calculé à partir des informations géométriques préliminaires apportées par le SD. L’intensité absolue du signal détecté est déterminée par étalonnage sur les sources connues que représentent le soleil et la nébuleuse du crabe. Aucun événement de qualité n’a été détecté à ce jour.

Figure^{3.24 –}Télescopes AMBER (gauche) et MIDAS (droite) à l’Observatoire Pierre Auger [131].

MIDAS

Le prototype de MIDAS a été conçu à Chicago à partir d’une antenne parabolique de 4.5 m et d’une caméra de 53 LNBf (LNB + feed, ou cornets intégrés) sensibles dans la bande C. Son champ de vue est de 20^◦ ×10^◦. Le bruit est retiré du signal par un filtre passe bande. Le signal est ensuite envoyé vers un power detector, puis numérisé à une fréquence de 20 MHz.

Le signal doit satisfaire plusieurs critères afin de déclencher l’acquisition autonome de MIDAS. Pour chacun des 53 pixels, un premier niveau est validé si le signal dépasse le seuil sur une durée d’1µs minimum. Le seuil est calculé dynamiquement de façon à ce que le critère soit satisfait à une fréquence de 100 Hz. Le second niveau est validé si 4 pixels ayant passé le premier niveau se retrouvent en coïncidence temporelle sur 10µs et forment un motif de type gerbe sur la caméra. L’acquisition est alors déclenchée et une trace de 100µs contenant tous les signaux de la caméra est enregistrée (voir figure 3.25 de gauche). Après un total de 61 jours d’acquisition, la quantité de données s’élève à 1.1×10⁶ événements, et aucun ne survit aux coupures qualité effectuéesa posteriori. Pour plus de détails techniques, voir [132]. En l’absence d’événements sélectionnés, une limite sur le flux est estimée.

L’émission GHz associée à la réponse de MIDAS est simulée pour 4×10⁶ gerbes atmosphé-riques distribuées isotropiquement et d’énergie comprise entre 1017.65 et 1020.05 eV. Le nombre d’événements passant les coupures de qualité est pondéré par le flux réel de gerbes. L’opération est réalisée pour différentes valeurs de {I_ref, α}, avec I_ref le flux de référence en W.m⁻².Hz⁻¹ obtenu pour une gerbe de 3.36×1017 eV à une distance de 0.5 m et pour une longueur de gerbe de 3 m, etα le facteur de cohérence de l’émission (siα= 1, le flux est proportionnel à l’énergie de la gerbe, siα= 2, la relation est quadratique).I_ref,0, le flux de référence obtenu par Gorham

et al.lors de l’expérience du SLAC pour une énergie et des distances identiques, est représentée sur la figure 3.26 par une constante en trait continu. Par exemple, pour les 61 jours d’acquisition de MIDAS simulés, 15 événements sont sélectionnés pour{I_ref,0,2}. Le fait que MIDAS ne voit en réalité aucun événement exclut ces paramètres avec une certitude de plus de 5σ. La zone grisée de la figure indique les couples de paramètres exclus à 95% et plus. Le fait que la zone correspondante à {I_ref,0,1} soit restée libre signifie que le nombre d’événements sélectionnés issus de la simulations de 61 jours de données selon ces paramètres n’est pas suffisant pour statistiquement les exclure.

MIDAS a été installé en septembre 2012 sur le site de l’Observatoire Pierre Auger, aux cotés du détecteur de fluorescence Los Leones. La parabole de 4.5 m a été remplacée par une parabole de 5 m. La limite prévue par MIDAS après 1 an d’acquisition à l’Observatoire Pierre Auger si aucun signal n’est détecté est donnée par la ligne discontinue. Le flux de référence calculé par Gorham et al. à partir d’expérience faisceau serait alors totalement exclu, quel que soit le paramètre de cohérence α. Time2Bin2[502ns] 300 400 500 600 700 800 Th res h o ld 2S u b tr ac te d 2T ri g g er 2T ra ce -150 -100 -50 0 50 100 150 200 Event 904

Year 14, Day 292, Sec 35731, Ns 943949680

Time°Bin°[50°ns] 450 500 550 600 650 700 Th res h o ld °S u b tr ac te d °T ri g g er °T ra ce -700 -600 -500 -400 -300 -200 -100 0 100 200 - Rp = 5.5 km ° eV - Theta = 0.0 18 10 ! E = 3.00

Figure^{3.25 –}Signaux reçu par les différents pixels ayant passé le premier niveau en fonction du temps, pour un événement MIDAS réel (gauche) et pour la simulation d’un événement MIDAS (droite). Le niveau seuil est représenté par la ligne rouge et l’intensité des signaux est relative à ce seuil [133].

Figure ^{3.26 –} Limites sur le flux de référence I_ref associé à un facteur de cohérence α. Le flux de référence obtenu par Gorhamet al.est représenté par la ligne noire continue. La zone grisée est exclue à 95% et plus. La courbe discontinue délimite la zone d’exclusion si MIDAS ne détecte aucun événement après 1 an d’acquisition à l’Observatoire Pierre Auger [133].

CROME

CROME est un ensemble de diverses antennes installées au sein du réseau de détecteurs de particules KASKADE. On s’intéresse ici à 3 détecteurs paraboliques de 335 cm de diamètre installés entre 2011 et 2012, dont un est orienté verticalement et deux à ±15^◦ en direction du nord géomagnétique. Ils sont chacun composés de 9 antennes de type cornet sensibles dans la bande C (3.4-4.2 GHz), couplées à 9 LNB Norsat 8215F (Low Noise Block) et disposées 3 par 3 dans le plan focal de la parabole. Pour 4 antennes de chacun des détecteurs, un second LNB a été installé afin de mesurer une direction de polarisation supplémentaire. Le signal total est envoyé sur un power detector qui mesure son enveloppe (figure 3.27 de gauche). Pour plus de détails techniques, voir [134].

L’acquisition radio commence lorsque KASKADE détecte un événement. Une gerbe passe le premier critère de sélection radio si elle traverse le champ de vue de l’un des 3 détecteurs au minimum, selon les informations apportées par le détecteur de particules. Un signal est recherché au temps d’arrivée prévu, et il est sélectionné s’il dépasse le bruit ambiant de 8 dB et si l’énergie de la gerbe est supérieure à 3×1016 eV. 35 événements passent les sélections, et l’angle entre la gerbe et le détecteur parabolique est inférieur à 4^◦ pour 30 d’entre eux. Ce résultat indique que le rayonnement est concentré dans un faisceau étroit. La durée très courte du signal (environ 10 ns) peut aussi elle aussi se justifier par l’anisotropie du rayonnement.

La figure 3.27 de droite représente pour chacun des 30 événements mentionnés la position du détecteur radio dans le référentiel du point d’impact de la gerbe. La valeur du champ élec-trique simulé par CoREAS pour une gerbe verticale y est superposée, basée sur la séparation géomagnétique et l’excès de charge avec prise en compte du milieu (n 6= 1), ce qui implique un effet de type Cerenkov (d’origine autre que l’excitation des dipôles atomiques du Cerenkov standard). Tout rayonnement émis par les électrons ou positrons dépassant l’énergie seuil de 21 MeV (dans l’air et au niveau de la mer) subit en effet une modification d’ordre géométrique de type Cerenkov (interférences constructives et propagation). Ceci explique que le maximum du champ électrique soit localisé sur un cercle autour du point d’impact et non au point d’im-pact lui même. L’asymétrie E-W s’explique quant à elle par la superposition des polarisations des champ électriques produits par les effets géomagnétique et d’excès de charge (voir section 3.3.2). Malgré le manque de statistique, la simulation et les données superposées semblent être en accord au moins d’un point de vue géométrique, la valeur absolue du signal détecté n’ayant pas été déterminée. Les directions des antennes qui ont observé un signal sont comparées avec

−5060 −5040 −5020 −5000 −4980 −4960 Time after trigger [ns]

0 100 200 300 400 P ower [a. u.] Channel 1 8 dB threshold −5080 −5060 −5040 −5020 −5000 −4980

Time after trigger [ns] 0 10 20