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Université Paris Sud - Paris XI (17/12/2010), P. Darriulat; A. Cordier (Dir.)
Contribution à l'identification de la nature des rayons cosmiques d'énergie extrême à l'Observatoire Pierre Auger
Ngoc Diep Pham1
Pierre AUGER Collaboration(s)
(17/12/2010)

Bien que la découverte des rayons cosmiques date d'un siècle, ce n'est que récemment qu'on est parvenu à identifier leurs sources galactiques comme étant des restes de jeunes Supernovae (SNR). La difficulté était la déviation de leurs trajectoires dans le champ magnétique du disque de la Voie Lactée, empêchant d'associer leurs sources à des objets célestes connus. C'est l'astronomie en rayons gamma qui a permis de sauter cet obstacle en associant les sources de rayons gamma d'énergies supérieures au TeV à des enveloppes de jeunes SNRs. Ces découvertes récentes n'ont toutefois pas été capables d'expliquer l'origine de la composante extra galactique des rayons cosmiques, dite d'ultra haute énergie (UHECR), ni d'identifier leurs sources et le mécanisme d'accélération. Ce n'est que tout récemment, avec la construction de l'Observatoire Pierre Auger (PAO), que la physique des UHECR est apparue sous un jour nouveau. Le PAO, avec lequel notre laboratoire est associé, et dans le cadre duquel cette thèse a été réalisée, est un immense réseau de 1600 compteurs Cherenkov (SD, pour détecteur de surface) couvrant une superficie de 3000 km2 dans la pampa argentine. Il abrite également des détecteurs de fluorescence (FD) qui permettent une détection hybride des grandes gerbes pendant les nuits claires et sans lune. Le PAO a déjà accumulé, pour la première fois au monde, une centaine d'UHECRs d'énergies supérieures à 50 EeV dont l'étude des propriétés est ainsi devenue possible. De fait, deux résultats majeurs ont déjà été obtenus, qui marquent un jalon important dans l'étude de la physique des UHECRs: l'observation d'une coupure dans la distribution en énergie, aux alentours de 100 EeV, associée pour l'essentiel au seuil de photoproduction de pions dans les interactions des UHECRs avec les photons du fond cosmique fossile; et la mise en évidence d'une corrélation entre les directions vers lesquelles pointent les UHECRs et les concentrations de matière extragalactique de l'univers proche, en particulier la région de Cen A. A plus basse énergie, jusqu'à une cinquantaine d'EeV, le PAO a mis en évidence une augmentation des masses primaires vers le fer quand l'énergie augmente. Cette observation se base sur des mesures de l'altitude à laquelle la gerbe atteint son développement maximal, censée être plus élevée pour les noyaux de fer que pour les protons. Toutefois, les estimations de la masse primaire basées sur la densité de muons au sol se heurtent à des incohérences entre observations et prédictions des modèles conventionnels de développement des gerbes qui empêchent de conclure. On n'est pas encore parvenu à assembler les pièces de ce puzzle de façon claire et définitive. Une possibilité serait que les UHECR qui pointent vers des galaxies proches, comme CenA, soient des protons et que les autres soient des noyaux de fer. Mais cela reste encore à prouver. Le travail présenté dans la thèse est une contribution modeste à ce programme de recherche. Il met l'accent sur des méthodes d'identification des masses primaires basées sur la mesure de la densité des muons au sol, en particulier sur la méthode des sauts (jump method) qui a été conçue et développée au LAL d'Orsay où une partie importante de la thèse a trouvé son inspiration. La méthode des sauts identifie la présence de sauts soudains dans les traces des FADC, formant un saut total J, avec celle de muons. La lumière Cherenkov produite par les particules de la gerbe qui traversent les détecteurs du SD est captée par des tubes photomultiplicateurs dont les signaux sont enregistrés en fonction du temps dans des convertisseurs analogue/digital rapides (FADC, 40 MHz). La relation entre le saut total, J, et les propriétés des traces des FADCs montre, en particulier, que pour avoir une chance d'apprendre quelque chose de sensé sur le nombre N de muons qui contribuent à la trace du FADC, il est nécessaire de restreindre l'observation à des détecteurs qui ne soient pas trop proches de l'axe de la gerbe. Une étude séparée des traces induites par des muons et par des électrons ou photons montre que J est approximativement proportionnel à N et à Q (la charge totale), ce qui n'est pas surprenant. En combinant des traces de muons et d'électrons/photons on trouve que J peut être décrit par une expression de la forme J={(43.9±0.5)10−3Q+(200±2)N }10-3. Nous étudions ensuite la séparation entre primaires légers (protons) et lourds (fer) à laquelle on peut s'attendre de la mesure des valeurs de J dans les compteurs touchés par la gerbe. Nous remarquons que même si nous connaissions N exactement (ce qui bien sûr n'est pas le cas) la séparation entre fer et proton ne dépasserait pas les 30%, ce qui donne une mesure de la corrélation entre la nature des primaires et la densité des muons au sol. Ceci implique que l'identification des primaires à un niveau de confiance correspondant à trois déviations standard requiert un minimum de cinquante détecteurs dans lesquels on puisse mesurer la valeur prise par J. Une autre remarque est que si l'on connaissait l'énergie des primaires, ce qui n'est pas le cas, non seulement J mais aussi Q et NJ (le nombre de saut dans chaque trace) seraient de bons discriminants entre fer et protons. Ceci dit, l'énergie des primaires étant inconnue, l'inversion de la relation J=AQ+BN en N=J+Q - dans le but de déduire N de Q et J - n'est pas aussi simple qu'il y paraît. Le problème est que la corrélation qui lie Q à J est si forte qu'il n'y a essentiellement rien à gagner de l'utilisation de la forme binomiale ci- dessus. Un corollaire important de cette forte corrélation est la difficulté qu'il y a à faire la différence entre deux gerbes induites par des protons d'énergies différentes et deux gerbes d'énergies égales, l'une induite par un proton et l'autre par un noyau de fer. Afin de surmonter cette difficulté, il est nécessaire d'utiliser des discriminants indépendants de l'énergie. Deux outils sont utilisés dans ce but : l'utilisation du rapport J/Q comme discriminant et la restriction de l'analyse aux compteurs situés dans une fourchette de distances à l'axe de la gerbe dépendant de S(1000) (la densité au sol de la gerbe à 1 km de son axe, utilisée comme mesure de l'énergie de la gerbe). Des gerbes simulées sont utilisées pour démontrer qu'en principe chacun de ces deux outils est efficace. Une analyse indépendante de l'énergie est ensuite appliquée à l'étude des gerbes détectées par le PAO, confirmant leur désaccord avec les prédictions des modèles de développement des gerbes et établissant un nouveau et important résultat: ce désaccord ne peut pas être résolu par un simple ajustement de la relation entre S(1000) et l'énergie. Enfin, la méthode des sauts est appliquée aux UHECRs pointant à 18o près vers Cen A. Contrairement à une autre analyse utilisant des données hybrides pour étudier le taux d'élongation, cette analyse préfère une origine protonique pour les gerbes associées à Cen A par rapport à celles pointant ailleurs dans le ciel. Tout ceci illustre la difficulté qu'il y a à identifier la nature des primaires à partir des données du SD. Le désaccord entre données et prédictions constitue un problème majeur qu'il faut à tout prix résoudre. On ne saurait se satisfaire d'une explication rejetant sur les modèles hadroniques la responsabilité du désaccord si les mécanismes physiques incriminés ne sont pas clairement identifiés. Les programmes de simulation utilisés de façon courante sont d'une complexité telle qu'il est difficile de les utiliser dans ce but. Le souci de reproduire au plus près la réalité physique les a rendus opaques. La seconde partie de la thèse se propose de faire un pas dans la direction de l'élaboration d'un code de simulation simplifié mais transparent dans l'espoir qu'il permette d'éclairer le problème. La simulation de la composante électromagnétique des grandes gerbes est relativement simple: il suffit, à une excellente approximation, de ne retenir que le rayonnement de freinage et la création de paires comme seuls mécanismes élémentaires et d'ignorer toute particule autre que photon, électron ou positon. Il est aussi facile de décrire les pertes d'énergie par ionisation, ce qui permet un traîtement particulièrement simple du développement de la gerbe qui est présenté et commenté en détail. On obtient ainsi des paramétrisations du profil longitudinal de la gerbe utilisant la forme de Gaisser-Hillas et les valeurs moyennes des paramètres sont évaluées en fonction de l'énergie en même temps que leurs fluctuations. Trois types de primaires sont pris en considération: électrons, photons et pions neutres. Le modèle, par itérations successives, permet d'atteindre simplement aux énergies les plus élevées. Son application à l'effet Landau-Pomeranchuk-Migdal et à l'effet Perkins permettent d'illustrer son efficacité et de montrer que ces deux effets sont, en pratique, d'incidence négligeable sur la physique des UHECRs. Le développement de la composante hadronique de la gerbe est beaucoup plus difficile à traîter. Il implique la production de muons, essentiellement des pions, dont la composante neutre est purement électromagnétique et par conséquent facile à décrire. Au contraire, le destin des pions chargés dépend de deux processus en compétition: interactions hadroniques avec les noyaux de l'atmosphère et désintégrations faibles en une paire muon-neutrino. Les échelles qui gouvernent ces deux processus sont différentes: la section efficace d'interaction ne dépend que peu de l'énergie mais le taux d'interaction dépend de la pression atmosphérique, c'est-à- dire de l'altitude; au contraire, le taux de désintégration est indépendant de l'altitude mais inversement proportionnel à l'énergie à cause de la dilatation de Lorentz. La méthode itérative utilisée avec tant d'efficacité pour la composante électromagnétique, pour laquelle la longueur de radiation est la seule échelle pertinente, n'est plus praticable. Le problème essentiel de l'extrapolation des données d'accélérateurs aux grandes gerbes d'UHECRs n'est pas tant l'énergie que la rapidité. De fait, 20 EeV dans le laboratoire correspondent à 200 TeV dans le centre de masse, seulement deux ordres de grandeur au dessus des énergies du Tevatron et un seul au dessus des énergies du LHC. La lente évolution de la physique hadronique en raison directe du logarithme de l'énergie rend peu probable qu'une extrapolation des données des collisionneurs vers les énergies des UHECRs soit grossièrement erronée. Par contre, en termes de rapidité, les gerbes UHECR sont dominées par la production vers l'avant, une région inaccessible aux collisionneurs. En particulier, il n'existe aucune mesure précise des inélasticités et de la forme du front avant du plateau de rapidité, toutes deux essentielles au développement des gerbes UHECR. Le modèle développé dans la thèse fait de l'inélasticité un paramètre ajustable et la forme du plateau de rapidité est accessible de façon transparente. Une attention particulière est consacrée aux caractéristiques de la gerbe qui permettent l'identification de la nature des primaires, noyaux de fer ou protons. Ceci concerne essentiellement la première interaction: une fois que le noyau primaire a interagi, le développement de la gerbe ne met plus en jeu que des interactions nucléon-air ou méson-air. Là encore, il n'existe pas de données de collisionneurs permettant de décrire les interactions de noyaux et de pions avec l'atmosphère dans le domaine d'énergie qui nous intéresse. Le modèle utilisé ici permet un accès facile et transparent aux paramètres pertinents. La présentation qui est donnée du modèle limite ses ambitions à en décrire les traits essentiels, laissant pour une phase ultérieure l'étude de la densité des muons au sol. L'accent est mis sur le développement de ce nouvel outil et sur son adéquation aux problèmes qu'il entend aborder mais son utilisation dépasse le cadre de la thèse et fera l'objet d'études ultérieures.
1 :  LAL - Laboratoire de l'Accélérateur Linéaire
Planète et Univers/Astrophysique
Rayons cosmiques d'énergie extrême – Observatoire Pierre Auger
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