Dans ce chapitre, je pr´esenterai en premier lieu les motivations de l’exp´erience ainsi que les contraintes auxquelles elle est soumise. Je poursuivrai en d´etaillant le site en construction, le d´etecteur de fluorescence et sa technique de d´etection puis je d´etaillerai le d´etecteur de surface pour lequel le laboratoire o`u j’ai effectu´e ma th`ese a une grande part de responsabilit´e tant au niveau de l’´electronique que des programmes d’acquisition. Puis je concluerai cette partie par les performances attendues.
2.1 Objectifs
2.1.1 Motivations
Le projet de l’Observatoire Pierre Auger est n´e dans les ann´ees 1990. La motivation est principalement li´ee aux conclusions des autres exp´eriences ´etudiant le rayonnement cosmique aux ultra-hautes ´energies.
Comme nous l’avons vu sur le spectre des rayons cosmiques (Fig.1.2 p.13), `a 1020 eV, le flux est de 1 particule par km2 et par si`ecle. En 30 ans d’´etude, la communaut´e scienti-fique n’a recueilli qu’un peu plus d’une dizaine d’´ev´enements au-del`a de 100 EeV, et des d´esaccords sur les ´energies reconstruites existent (ICRC 2001, Hambourg, Fig.2.1) entre les exp´eriences utilisant des techniques de d´etection diff´erentes (fluorescence et d´etecteur de surface) ainsi que le type de d´etecteur de surface (scintillateur et cuve ˇCerenkov). Le manque de statistique y contribue pour une bonne part. D’autre part la nature elle-mˆeme des particules primaires est encore est bien incertaine et comme nous venons de le voir dans le chapitre pr´ec´edent, les sites de production sont inconnus.
L’Observatoire Pierre Auger a donc ´et´e con¸cu pour mesurer le flux, la distribution d’ar-riv´ee et la nature des rayons cosmiques sur toute la sph`ere c´eleste, de 1019 eV jusqu’aux plus hautes ´energies avec une importante statistique et une bonne pr´ecision sur l’´energie.
Pour r´ealiser ces objectifs, l’Observatoire sera situ´e sur deux sites, un dans chaque h´emisph`ere, avec une superficie de 3 000 km2 chacun.
La recherche des sites n´ecessita de trouver l’espace le plus apte `a y accueillir un tel d´etecteur.
40 CHAPITRE 2. L’OBSERVATOIRE PIERRE AUGER
Fig. 2.1 – Spectre diff´erentiel (multilpli´e par E3) d´etect´e par HiRes et Fly’s Eye, sur lesquels est superpos´e celui d’AGASA dont l’´energie est diminu´ee de 30%, ce qui repr´esente environ un facteur 2 sur le flux.
2.1.2 Contraintes
Le site d’installation devait avoir certaines caract´eristiques d’un point de vue g´eographi-que, physique et exp´erimental.
Les contraintes g´eographiques et physiques sont :
➺ un terrain le plus plat possible de grande superficie afin de permettre l’utilisation de t´el´ecommunications. Il doit ˆetre praticable afin de d´eployer les d´etecteurs facilement et y construire les bˆatiments de fluorescence ;
➺ la latitude devait ˆetre comprise entre 30o et 45o afin d’avoir une bonne couverture du ciel ;
➺ une altitude comprise entre 1000 et 1500 m pour ˆetre proche du maximum des gerbes atmosph´eriques aux ´energies qui nous int´eressent c’est-`a-dire au-dessus de la cheville (< Xmax> = 800 g.cm−2 pour un proton de 1019 eV) ;
➺ un ciel le moins nuageux possible pour utiliser au maximum de ses possibilit´es le d´etecteur de fluorescence (10% de cycle utile) et aussi pour les d´etecteurs du r´eseau fonctionnant avec l’aide de panneaux solaires ;
➺ un site avec peu de pollution lumineuse pour la fluorescence, c’est-`a-dire le plus isol´e possible des villes.
Les caract´eristiques exp´erimentales recherch´ees sont :
➺ une acceptance ind´ependante de l’´energie au-dessus de 1019 eV et ´egale `a 1 ;
➺ un d´etecteur permettant une bonne couverture du ciel : la cuve ˇCerenkov a une couverture du ciel quasiment deux fois plus importante qu’un scintillateur ;
➺ un d´etecteur sensible aux directions d’arriv´ee des gerbes `a grand angle (> 60o) ; ➺ une calibration in situ des d´etecteurs par les muons du tout venant ;
➺ une autonomie ´electrique des d´etecteurs de surface compte tenu de la surperficie ; ➺ l’utilisation des t´el´ecoms pour transmettre les donn´ees ;
2.2. LE SITE SUD 41
Apr`es avoir visit´e l’Australie, l’Afrique du Sud, l’Espagne, l’Argentine, le Mexique et les ´
Etats-Unis, les sites retenus ont ´et´e la Pampa Amarilla pr`es de la ville de Malarg¨ue dans la province de Mendoza en Argentine, pour le site sud et Millard County dans l’´etat de l’Utah aux ´Etats-Unis pour le site nord. Ce gigantesque d´etecteur est con¸cu dans le but de recueillir des donn´ees de qualit´e et une statistique tr`es importante afin d’apporter des r´eponses `a l’´enigme des rayons cosmiques.
2.2 Le site sud
Le site sud est situ´e dans la Pampa Amarilla (35o-35,3o S et 69o-69,3o ) avec une altitude comprise entre 1 300 et 1 400 m, dans la Province de Mendoza en Argentine, pr`es de la ville de Malarg¨ue (18 000 hab.) et `a 180 km `a l’ouest de San-Rafa¨el (100 000 hab.). Le site est en encore en construction.
La figure 2.2 repr´esente le r´eseau complet avec les quatre t´elescopes de fluorescence. Chaque point repr´esente une cuve ˇCerenkov, le contour rouge d´elimite le r´eseau prototype (EA), les cercles plus grands rouges sont les d´etecteurs de fluorescence, avec des lignes repr´esentant la portion balay´ee par chaque t´elescope.
EA
FD
centrale
Station
Fig.2.2 – L’Observatoire Pierre Auger. Chaque point bleu repr´esente une station locale ; le contour rouge d´elimite le r´eseau prototype (EA : Engineering Array) et les rectangles verts sont les bˆatiments de fluorescence ; les lignes partant de ces derniers montrent la portion d’espace balay´ee par chaque t´elescope `a fluorescence (champ de vue de 30o× 30o).
42 CHAPITRE 2. L’OBSERVATOIRE PIERRE AUGER
2.2.1 Le D´etecteur de fluorescence
Il y a 4 d´etecteurs de fluorescence r´epartis sur les bords du r´eseau de surface. Chacun comporte six t´elescopes. La figure 2.3 montre une photo (Fig.2.3(a)) et un sch´ema du d´etecteur (Fig.2.3(b)). Le t´elescope poss`ede une ouverture de 2,2 m de diam`etre et dispose d’un filtre optique pour s´electionner les photons de fluorescence (entre 300 et 400 nm). Le champ d’un t´elescope est de 30o× 30o. La cam´era est compos´ee d’une matrice de 20×22 photomultiplicateurs (PMT) situ´ee dans le plan focal du miroir sph´erique (3,5m×3,5m) qui collecte la lumi`ere. Chaque PMT a un champ de 1,5o× 1,5o.
(a) Vue partielle. (b) Sch´ema.
Fig.2.3 – Le d´etecteur de fluorescence.
Chaque ´ev´enement de 1019eV est enregistr´e par au moins un d´etecteur de fluorescence et 60% par deux ou plus. La co¨ıncidence entre le d´etecteur de surface et un seul d´etecteur de fluorescence contraint la g´eom´etrie de la gerbe aussi pr´ecis´ement que la d´etection en st´er´eo (par au moins deux t´elescopes).
Concernant l’´electronique, il y a vingt cartes Front-End (une carte pour 22 PMT). Le signal est ´echantillonn´e avec une fr´equence de 10 MHz. Il y a trois niveaux de trig-ger pour un t´elescope. Le premier niveau est d´eclencl´e sur un pixel (ou PMT), lorsque son signal d´epasse une valeur seuil (ajustable), et le taux d’´ev´enements est de l’ordre de 100 Hz. Le deuxi`eme niveau recherche des configurations de 5 pixels touch´es formant une trace (Fig.2.4) ; il y a 108 possibilit´es. Et le troisi`eme niveau est bas´e sur la compatibilit´e spatio-temporelle et la longueur de trace. Un algorithme plus sophistiqu´e, qui fait une reconstruction du profil et de l’´energie, est appliqu´e lors d’une grande longueur de trace.
Le plan de d´etection est repr´esent´e sur la figure 2.5. Le t´elescope “voit” le d´eveloppe-ment de la gerbe lors de sa travers´ee de l’atmosph`ere. Les particules charg´ees de la gerbe provoquent l’ionisation des mol´ecules d’azote, qui se d´esexcitent en ´emettant de mani`ere isotrope, une lumi`ere de fluorescence. Cette lumi`ere est collect´ee par le miroir du t´elescope et est recueillie par les photomultiplicateurs `a des temps ti.
2.2. LE SITE SUD 43
Fig. 2.4 – Type de mod`eles recherch´es pour le second niveau de trigger du t´elescope de fluorescence. Chaque hexagone repr´esente un pixel de la cam´era.
Chaque tube voit la lumi`ere lui arriver au temps ti: ti(θi) = Rp c tan θi 2 + t0
θiest l’angle entre l’axe de la gerbe et la direction point´ee par le tube i, Rpest le param`etre d’impact, c est la vitesse de la lumi`ere et t0 est le temps auquel la gerbe arrive au point d’intersection entre l’axe de la gerbe et le vecteur ~Rp. L’angle θi peut ˆetre reli´e `a l’angle ψ par :
θi = π − ψ − χi
ψ est l’angle entre l’axe de la gerbe et le sol, et χi est l’angle entre le sol et la direction de vis´ee du ii`eme tube.