Expérience. L effet GZK

Expérience

Le

mesuré sauf à très haute énergie, domaine que la collaboration AUGER ambitionne d’étudier. La tâche n’est pas aisée car les rayons cosmiques les plus énergiques sont aussi les plus rares : une surface de 1 km

ne reçoit en moyenne qu’une particule cosmique d’énergie supérieure à 10

eV par semaine. Au-delà de 10

eV, ce n’est plus qu’une par siècle ! Cette rareté oblige à enregistrer les événements sur une très grande surface. Le détecteur AUGER s’étale ainsi sur 3000 km

(soit trente fois la superficie de Paris intra muros) en Argentine, à Malargüe, de façon à observer le ciel austral. Son installation a débuté en 2000 et devrait se terminer en 2006.

L’effet GZK

L’expérience AUGER s’intéresse aux particules cosmiques de haute énergie et espère être sensible à l’effet de la «

quoi s’agit-il ? En 1965, Kenneth Greisen, Vadim Zatsepin et Georgiy Kouzmin prédisent que les rayons cosmiques ne peuvent dépasser une certaine énergie, qu’ils évaluent à quelques 10

eV. Au-delà de cette valeur les particules ont une forte probabilité d’interagir avec les photons du rayonnement fossile à 3K, relique du Big Bang. Fortement absorbées par ce rayonnement, les particules énergétiques ne peuvent se propager sur de longues distances. Des rayons cosmiques d’énergie supérieure à 10

eV ne pourraient donc provenir que de sources

« proches ». Comme nous ne connaissons, dans notre environnement immédiat, aucune source capable de produire des particules avec de telles énergies, K. Greisen, V. Zatsepin et G. Kouzmine (ou GZK pour

La gamme d’énergie couverte par les rayons cosmiques est considérable : de 10⁶ à quelques 10¹⁹ eV. Le flux de particules, c’est-à-dire le nombre de particules d’énergie donnée arrivant par seconde et par m² suivant une direction donnée, est à première vue très régulier sur une très grande gamme dynamique. Mais, en y regardant de plus près, on voit quelques décrochements dans la courbe.

À basse énergie (jusqu’à 10¹⁰ eV), le flux est modulé par l’activité solaire. En effet, le Soleil émet aussi des particules (protons, électrons, noyaux d’hélium, etc...) : c’est le vent solaire. Ce plasma émis à la surface du Soleil crée un champ magnétique dans lequel baigne le système solaire et qui dévie une grande partie des rayons cosmiques de basse énergie venant de la Galaxie, ce qui nous protège de ce rayonnement intense. Au-delà de 10¹⁰ eV le flux de particules suit «une loi de puissance», c’est-à-dire que le flux peut être décrit par la courbe f(E)=1/E^γ (γ = 2,7) jusqu’à 10¹⁵ eV, énergie à laquelle apparaît une première structure appelée le « genou ». Le flux décroît alors plus fortement jusqu’à 10¹⁸ eV, où apparaît une deuxième structure que l’on nomme la «cheville ». Au-delà de ces énergies, le faible nombre d’événements limite l’interprétation des résultats.

Il est admis que la majorité des rayons cosmiques de basse énergie provient de notre galaxie, et ce jusqu’à quelques 10¹⁸ eV (cheville) mais on ignore toujours quelle est leur source exacte. On pense que les ondes de choc produites par l’explosion de supernovae dans notre galaxie pourraient être à l’origine de l’accélération de particules dans le gaz interstellaire ambiant. Les particules diffusent sur des ondes magnétiques situées de part et d’autre de l’onde de choc, ce qui leur permet de traverser cette dernière un très grand nombre de fois. À chaque traversée, elles gagnent de l’énergie un peu comme une balle de tennis qui est accélérée en rebondissant sur une raquette en mouvement. Ce mécanisme peine cependant à accélérer des particules aux énergies correspondant à la cheville. Les «superbulles» pourraient alors jouer un rôle important. Ces grandes structures de gaz très chaud et très raréfié rassemblent des dizaines d’étoiles très massives, dont l’explosion successive pourrait fournir l’accélération observée. D’autres explications ont été aussi avancées mettant en jeu des sursauts gamma ou des étoiles à neutrons très jeunes.

Au-delà de 10¹⁸ eV, il semble qu’une autre composante domine le flux. Elle est supposée d’origine extra galactique en raison de l’isotropie du rayonnement (identique dans toutes les directions). La partie finale du spectre, autour et au-delà de la coupure « GZK », reste encore à mesurer de manière précise.

AUGER

L’observatoire Pierre Auger c’est… 250 chercheurs répartis dans 50 instituts situés dans 15 pays : Allemagne, Argentine, Australie, Bolivie, Brésil, Espagne, France, Italie, Mexique, Po- logne, République tchèque, Royaume- Uni, Slovénie, USA, Vietnam.

les intimes) en ont déduit l’existence d’une limite supérieure à l’énergie des rayons cosmiques atteignant la Terre. Les expériences effectuées jusqu’à présent (en particulier, AGASA au Japon et HiRes aux États-Unis) ont fourni des résultats contradictoires concernant les événements de haute énergie. Comme les deux expériences utilisent des techniques expérimentales différentes, il est possible que ce désaccord soit dû aux méthodes de mesure. La collaboration AUGER utilise ces deux techniques, simultanément, dans l’espoir de comprendre l’origine du désaccord. Par ailleurs elle observera un nombre d’événements plus important en raison de sa taille.

Comment les rayons cosmiques sont-ils détectés ?

Lorsqu’un rayon cosmique de haute énergie arrive de l’espace, il peut interagir avec un noyau de l’atmosphère. D’une telle rencontre naissent de nombreuses particules secondaires qui vont à leur tour interagir un peu plus bas avec d’autres molécules, pour produire d’autres particules, etc... Une « galette » de particules de quelques mètres d’épaisseur descend ainsi jusqu’au sol avec une vitesse proche de celle de la lumière.

Ce phénomène est appelé gerbe cosmique. En détectant ces gerbes, on remonte aux caractéristiques des rayons cosmiques arrivant sur Terre, c’est-à-dire que l’on mesure leur énergie, leur direction ainsi que la nature de la particule primaire. Nous allons maintenant décrire les deux techniques de détection qui sont combinées dans AUGER. Comme les proportions des différents types de particules (électrons, photons, muons et autres hadrons) évoluent au cours du développement de la gerbe, les deux techniques mesurent des composantes différentes.

AUGER

La coupure GZK

L’espace est rempli d’un rayonnement cosmique diffus de photons, rayonnement

« fossile », trace lointaine des premiers instants de l’Univers, découvert en 1965 par Penzias et Wilson, prix Nobel 1978. Les photons de ce rayonnement sont actuellement très peu énergiques (environ 3 K en température, soit 10^-3 eV en énergie). Un proton cosmique peut rencontrer certains de ces photons. Si son énergie est suffisante, c’est-à-dire supérieure à 6×10¹⁹ eV, il pourra interagir en produisant des pions, ce qui lui fait perdre, à chaque collision, environ 15 % de son énergie. La probabilité qu’un proton interagisse ainsi avec un photon est très faible : environ une réaction toutes les 15 millions d’années. Cependant si ces protons voyagent sur une distance suffisamment longue (plusieurs centaines de millions d’années lumière), les collisions GZK font retomber leur énergie au-dessous du seuil. Cet effet est représenté sur la figure ci-contre où l’on montre l’évolution de l’énergie d’un proton en fonction de la distance parcourue, et ceci pour différentes énergies initiales du proton. On doit donc s’attendre à une raréfaction nette des particules ayant une énergie supérieure à 6×10¹⁹ eV, la « coupure GZK ». Si, en revanche, on observe des rayons cosmiques à des énergies supérieures à celle de la coupure GZK, on ne peut qu’en conclure qu’ils proviennent de sources « proches » de la Terre… La question serait alors de comprendre quel mécanisme est responsable de l’accélération de particules à de telles énergies.

Énergie d’un proton en fonction de la distance parcourue dans le rayon- nement fossile à 3 K. Les distances sont exprimées en millions de parsecs (Mpc). On constate que, quelle que soit l’énergie de départ, l’énergie me- surable après un parcours d’au moins 100 Mpc, reste inférieure à 10²⁰ eV.

Parsec (pc)

Le parsec dont le nom vient de la contraction de « parallax second angle » est une unité astronomique de longueur. C’est la distance à laquelle on observe la séparation de la Terre au Soleil (1 unité astronomique) sous un angle de 1 seconde d’arc. 1 parsec vaut 2,26 années-lumière ou trente mille milliards de kilomètres. La Terre est à 0,0086 Mpc du centre de notre galaxie qui a pour diamètre 0,015 Mpc. La galaxie Andromède est située à environ un Mp et l’amas de la Vierge à 80 Mp.

©B. Mazoyer

La technique « œil de mouche »

Mise au point dans les années 80, et utilisée par la collaboration HIRes, elle consiste à collecter la lumière de fluorescence qu’émettent les atomes d’azote de l’air lorsqu’ils sont excités par le passage de la gerbe cosmique.

Plus cette lumière est intense et plus il y a de particules chargées (surtout des électrons) dans la gerbe. En mesurant au sol différentes caractéristiques de la lumière de fluorescence, on peut estimer la forme et la direction de la gerbe, ainsi que l’énergie du rayon cosmique initial.

L’inconvénient de cette méthode est que la lumière émise est très faible et qu’il faut éviter d’être noyé par toute autre source de photons. Cette observation ne peut donc se faire que lors de nuits sans lune, ce qui limite la durée d’observation, et dans des régions désertiques comme la pampa argentine. Cette technique de détection doit son nom à l’aspect des détecteurs, formés de capteurs réunis en « œil de mouche » pour être sensibles à la lumière arrivant depuis différentes directions du ciel. Lorsqu’elle sera complète, l’expérience AUGER comptera quatre bâtiments contenant chacun six télescopes de ce type.

Les cuves d’eau

La deuxième technique consiste à étudier la galette de particules lorsqu’elle atteint le sol. La galette a alors un diamètre considérable (de l’ordre de 10 km) et plus l’énergie du rayon cosmique est grande plus sa densité en particules est forte. Il suffit donc de mesurer cette densité en quelques points pour en déduire la direction et l’énergie du rayonnement cosmique initial. La détection se fait en plaçant au sol des cuves remplies d’eau. Les particules chargées qui pénètrent dans la cuve (essentiellement des muons) provoquent une émission de lumière dans l’eau : la lumière Cerenkov, produite par les particules traversant la cuve à une vitesse plus grande que la vitesse de la lumière dans ce milieu (voir « La question qui tue »). Cette lumière est détectée par des tubes photomultiplicateurs. L’avantage de cette méthode est qu’elle peut

AUGER

Les principales caractéristiques d’une gerbe de particules sont : son énergie, sa direction et la profondeur de l’atmosphère traversée au moment où la galette contient le maximum de particules.

Dans la première partie du développement d’une gerbe, les particules produites inter- agissent avec les noyaux de l’atmosphère tant que leur énergie est suffisamment grande.

La gerbe grossit et le nombre de particules augmente jusqu’à atteindre un maximum.

Dans un deuxième temps, les particules secondaires commencent à « s’essouffler » et certaines, d’énergie trop faible pour voyager plus longtemps, sont absorbées par l’atmosphère. Ainsi, de moins en moins de particules survivent dans la « galette » durant le reste du voyage. La profondeur de l’atmosphère déjà traversée au moment où la galette contient le maximum de particules est décrite par un paramètre que l’on note Xmax. Ce paramètre dépend du type du rayon cosmique et de son énergie, il s’exprime généralement en g/cm².

2 4 rayon

cosmique de grande énergie rayon

cosmique de faible énergie

quantitéde matièretraversée quantitéde matièretraversée

nombrede particules nombrede particules

atmosphère

sol

Xmax Xmax2 4 6

6 8 10 12

Variable Xmax : cette variable ne peut être déterminée qu’à partir des détecteurs « œil de mouche » car les cuves ne détectent que les particules arrivant au sol.

Dans les détecteurs « oeil de mouche », les caméras pointées vers le haut « voient » la gerbe au début de son développement, et les caméras visant plus près du sol voient la fin de son développement. Lorsque la gerbe atteint son développement maximal, la quantité de lumière de fluorescence émise est aussi maximale et les caméras qui ont détecté ce maximum indiquent alors sa direction dans le ciel. Il faut toutefois noter que ces événements représentent au mieux un dixième de tous les événements accumulés par AUGER. Comme on ne peut pas se permettre de rejeter 90% des événements, il est impératif de trouver un moyen de déduire Xmax à partir des résultats fournis par les cuves. Pour ce faire, à partir d’événements simulés dont on connaît exactement la valeur de Xmax, on sélectionne les paramètres qui peuvent être mesurés avec les cuves et qui présentent de fortes corrélations avec Xmax. Une fois mesurés sur les données réelles, ces paramètres donneront accès à Xmax et à la nature du rayon cosmique.

© B. Mazoyer

fonctionner de jour comme de nuit et par n’importe quel temps. L’expérience AGASA a utilisé des scintillateurs à la place des cuves remplies d’eau mais c’est essentiellement le même principe.

Et AUGER dans tout ça ?

L’expérience AUGER combine ces deux approches pour mesurer les gerbes cosmiques. Sur 3000 km

, elle dispose de 1600 cuves de 10 tonnes d’eau chacune, réparties tous les 1,5 km selon une maille hexagonale. Chaque station est autonome car elle est alimentée en énergie par des capteurs solaires. Quand une station détecte des particules, un calculateur local communique par radio avec un ordinateur central. Celui-ci vérifie que le signal coïncide avec d’autres impacts repérés par un nombre suffisant d’autres stations, ce qui caractérise une galette. L’ensemble des données est alors enregistré. Ce dispositif devrait observer environ 30 000 événements d’énergie supérieure à 10

eV en 5 ans (si ces événements existent et sont dans le prolongement

de la courbe mesurée à plus basse énergie). Sur le pourtour de la surface couverte par les cuves sont disposés quatre détecteurs de type « oeil de mouche ».

Les événements observés simultanément par les deux techniques ne représentent que 10% des événements enregistrés, mais ils sont bien sûr extrêmement

intéressants. Grâce à ces événements hybrides, les physiciens espèrent améliorer la précision sur la mesure de l’énergie et pourront comprendre l’influence de la méthode utilisée sur les caractéristiques du spectre mesuré. Grâce à ces

AUGER

Événements hybrides

Ces événements permettent d’améliorer la mesure des caractéristiques de la gerbe : par exemple son énergie et sa direction. Pour ces événements, on mesure l’énergie de la gerbe par deux méthodes. D’une part, les détecteurs

« œil de mouche » sont sensibles à la lumière de fluorescence qui est due principalement aux électrons et aux photons de la gerbe. Le nombre de ces particules, qu’il faut connaître afin de reconstituer l’énergie du rayon cosmique, est estimé à partir de modèles de développement de gerbes encore assez incertains. D’autre part, à l’aide des cuves, on détecte des muons ainsi que les électrons et les photons qui ont survécu à la traversée de l’atmosphère jusqu’au sol. Là encore la détermination de l’énergie de la gerbe à partir de l’énergie déposée dans les cuves fait intervenir des phénomènes physiques imparfaitement maîtrisés. Dans les deux cas les physiciens sont tributaires des incertitudes inhérentes aux modèles. Bien entendu, en toute rigueur, les deux valeurs trouvées pour l’énergie devraient être identiques. Ce sont justement les écarts observés dans les événements hybrides, et dus aux différences dans

les hypothèses de calcul, qui permettront de mieux comprendre la réponse des deux types de détecteurs. La mesure de la direction d’origine du rayon cosmique est aussi plus précise pour ces événements hybrides puisqu’elle est déterminée à partir de plus d’information.

Il est un troisième point pour lequel la reconstruction hybride des gerbes joue un rôle très important. Il s’agit de déterminer un paramètre qui pourrait être décisif dans l’identification de la nature de la particule primaire à l’origine de la gerbe : le maximum de développement de la gerbe (Xmax).

Le site de l’expérience AUGER. Chaque point rouge représente une cuve d’eau qui est éloignée de sa voisine de 1,5 km.

Les télescopes, sensibles à la lumière de fluorescence, sont indiqués en jaune. On a indiqué en vert les lignes de visée des 24 miroirs répartis sur ces 4 télescopes.

Détecteurs « œil de mouche ». On aperçoit, au premier plan, les miroirs d’un télescope qui focalisent les rayons de lumière sur la caméra montée sur un pied. La caméra est formée de nombreuses zones sensibles qui ont la configuration d’un œil de mouche. On aperçoit au second plan la caméra d’un deuxième télescope.

© S. Ranchon

améliorations, la collaboration AUGER sera capable de mesurer la région encore mal connue du spectre des rayons cosmiques de très haute énergie.

Une expérience au coeur de la nature…

L’expérience AUGER est située près de Malargüe, petite ville au cœur de la pampa. La ville la plus proche est à 250 km ! L’expérience doit être totalement opérationnelle fin 2006. Actuellement plus de 1000 cuves, sur les 1600 prévues au final, sont installées. La pampa contient peu d’arbres et les clôtures sont quasi-inexistantes, ce qui a été source de quelques surprises lors de l’installation des premières cuves.

Les vaches tout d’abord, qui ont adoré se gratter le dos sur leur rebord et ont arraché sans vergogne les câbles reliant les panneaux solaires aux piles… l’apparence des cuves a donc dû être modifiée ! Il ne reste maintenant que le problème des araignées qui raffolent des coins secrets des cartes d’électronique et de l’ombre agréable qu’elles offrent. Mais là, attention danger : elles mordent et sont venimeuses.

AUGER

Les premiers résultats de la collaboration AUGER

Avant la fin de l’installation complète des détecteurs de l’expérience AUGER, les physiciens ont commencé à analyser une année de données enregistrées par les détecteurs opérationnels (60%). Ils ont ainsi publié à l’été 2005 une première estimation du flux des rayons cosmiques de haute énergie. Les erreurs expérimentales de mesure de l’énergie, indiquées par deux segments horizontaux, sont encore trop grandes pour conclure quoi que ce soit concernant la coupure GZK.

La nature de la particule primaire

1- On mesure le maximum de développement de la gerbe (Xmax) à l’aide de détecteurs

« oeil de mouche », si cette information est disponible.

2- On détermine, à partir des résultats obtenus à l’aide des cuves, les caractéristiques des signaux .

3- Pour les événements hybrides on trace les valeurs des paramètres mesurés en fonction de Xmax et on regarde les corrélations sur les données. Lorsque les corrélations sont excellentes, à une valeur donnée du paramètre correspond une valeur assez précise de Xmax.

4- Dans les événements reconstruits à l’aide des cuves seules (soit 90% des événements enregistrés) on estime la valeur de Xmax, en utilisant les courbes obtenues avec des événements hybrides.

5- Connaissant l’énergie et le Xmax, on en déduit la nature du rayon cosmique primaire.

Une des cuves d’AUGER entourée de vaches.

Une des cuves d’AUGER (diamètre 3,6 m). On peut voir la Cordillère des Andes en arrière-plan.

© S. Ranchon

© S. Ranchon © J. Serreau

Pour en savoir plus http://www.auger.org/