1

Trous noirs primordiaux, Trous noirs primordiaux, rayonnement cosmique et rayonnement cosmique et

développements instrumentaux développements instrumentaux pour l’imageur Tcherenkov de pour l’imageur Tcherenkov de

l’expérience spatiale AMSl’expérience spatiale AMS

Soutenance de thèseGaëlle Boudoul30 Septembre 2003

2

Plan de l’exposé

Un nouveau détecteur de rayons cosmiques: AMS Présentation Le détecteur RICH Photodétection Prototypie

Les rayons cosmiques comme sonde des trous noirs primordiaux Évaporation et conséquences observationnelles Fin de l’évaporation? Conséquences cosmologiques (modèles inflationnaires –

Matière noire)

3

Un nouveau Un nouveau détecteur de détecteur de

rayons cosmiques: rayons cosmiques: AMSAMS

4

L’expérience AMS

AMS-01: vol test en 1998 En 2006... AMS-02 sur ISS!

5

Les enjeux de l’expérience AMS

•Recherche de la matière

noire non baryonique

•Etude globale du

rayonnement cosmique

•Astronomie Gamma

•Recherche d’antimatière

6

TOFHodoscopes(TOF & dE/dX)

Cryostat & Aimant SC

(B = 1T)

Trajectomètre(P & dE/dX )

Calorimetre electrom.(ID em particules)

RICH(particule ID

A<~27, Z<~26)

TRDe+/p & e-/p

Discrim P<300GeV/c

-

Le spectromètre AMS-02

VETO

3m

7

Détection de particules

8

Potentialités d’AMS-02

Recherche d’antimatière Etude du rayonnement cosmique

Bouchet et al.Nucl. Phys A 688,417 (2001)

9

Calorimetre

Photomultiplicateurs

Radiateurs

Miroir conique

L'architecturedu RICH

Nombre de photons Z2

Taille de l’anneau V

10

Photodétection

Guides de lumière

PhotomultiplicateurHamamatsu R7900-M16

Électronique frontale

Support flexible

11

Electronique frontaleMise en forme du signal physique puis échantillonnage du maximum

Multiplexage des 216 voies

Système à 2 gains(1 ou 5)

12

Caractéristiques générales

Désignation Mesure Requis

Gamme d’entrée 0-36 pC (250 γe-) 0 -36 pC

Non linéarité gain1

Non linéarité gain5

±0.5%

±0.25%

±1%

Gain5/Gain1 5 ±1% -

Bruit <0.05 γe- RMS <0.1 γe- RMS

Puissance 0.7mW/voie <1mW/voie

13

Simulation de l’effet du « jitter »

Distribution des temps d’arrivée du signal de déclenchement après le passage de la particule

Erreur sur la mesure de la chargeinférieure à 1%

14

Photomultiplicateurs Choix du pont diviseur

Résistance totale : 80 MΩ puissance consommée limitée

Répartition hybride compromis résolution/linéarité

Composante négligeable du courant noir Mesures en fonction de la température

Optimisation des guides de lumière Proposition d’un traitement de surface (MgF2)

limitant la réflexion Procédure d’étalonnage des 680

photomultiplicateurs

15

Effets du champ magnétique: Orientation

dans la matrice

Orient. 2

G

F

C

B

Orient. 1

H

ED

A

Axe du PM : Perte du gain < 5% sous 300 Gauss négligeable

Axe transverse : Perte de 20% ou de 95% suivant la direction

Nécessité d’orientation dans la matrice!

16

LinéaritéLinéarité mesurée sur la dynamique du RICH : 1 à 300 photoélectrons

Vérifications préalables des filtres optiques et de l’acquisition

Simulation Pas de dégradation de la résolution en charge

Étude en cours sur données réelles (prise en compte de la largeur temporelle de l’émission Tcherenkov)

17

PrototypieTests réalisés en cosmiques et en faisceau

Etalonnage des photomultiplicateurs(LED)

Dispersion des gains 20%

18

Tests en faisceau

Composition en charge des fragments ≈ Rayonnement cosmique

Des anneaux!

19

Résolution en vitesse

Radiateur Indice Résolution

(10-3)

Matsushita 1.03 0.71

Matsushita 1.05 0.98

Novosibirsk 1.04 0.94

Novosibirsk 1.03 0.67

Stabilité à long terme de l’aérogel vérifiée sur le premier prototypeT. Thuillier, F. Malek, G. Boudoul et al. NIM A 491 85 (2002)

Analyse en coursAMS-RICH CollaborationThèse de B. Baret

20

Résolution en charge

Analyses en coursAMS-RICH Collaboration

Prise en compte de la non–linéarité des photomultiplicateurs

Résolution sensiblementpas dégradée

Bonne résolution des picsΔZ≈0.2 pour l’hélium

21

RésultatsAnalyse des données Choix de l’aérogel Perfectionnement de la simulation

Optimisation de l’électronique Correction de diaphonie (changement de

résistance) Rémanence d’évènements et dérive des

piédestaux avec la fréquence

Séquence logique modifiée

22

Les rayons cosmiques Les rayons cosmiques comme sonde des comme sonde des

trous noirs trous noirs primordiauxprimordiaux

23

Astrophysique des trous noirs

●Trous noirs stellaires:➔Effondrement gravitationnel d'étoiles ➔Masse typique: quelques masses solaires

●Trous noirs supermassifs:➔ Peuplent le centre des galaxies ➔ Masse typique: plusieurs millions de

masses solaires ●Trous noirs primordiaux:

➔Formés dans l'Univers très jeune➔Masse arbitrairement faible (jusqu'à la

masse de Planck)

24

Motivations

➢ S. Hawking Évaporation des trous noirs (composante du rayonnement cosmique)➔ Conséquences observationnelles

➢ État final de l'évaporation?➔ Reliques?➔ Matière noire?

➢ Fluctuations de densité➢ Contraintes sur l’Univers primordial

25

Loi d'évaporation de Hawking

Température effective:

Taux d'évaporation(par unité de tempset d'énergie)

Energie de la particule

Probabilitéd'absorption

Plus le rayon de Schwarzschild est petit, plus grande est la gravité de surface, plus l'évaporation est importante

s

s

chQ

hdQdt

Nd

2

2

2

)1(4/

exp

MkG

hcT

1

16

3

26

Coefficients d'absorption

2 2 QM

Gammaσ

MQ

Limite optique

27

Taux de perte de masse

2M

α(M)=

dt

dM

Par integration du spectre de Hawking:

Phénomène divergent lorsque M 0

28

Fonction Alpha(M)

1s=tGeV=Tg=M

s=tGeV=Tg=M

49

21116

1010

101010

29

Emission individuelle en antiprotons

Spectre différentiel d'émission en antiprotons d'énergie E par un jet de quark j d'énergie Q

provenant de l'évaporation d'un trou noir de température T

dE

E)(Qdgpj

,

jα Degrés de liberté accessibles, dépendent de T

Fonction de fragmentation différentielle

dQdE

EQdge

h

TQ

dEdt

Ndj

pjjskTQEQ

j

j

p

),()1(

),( 12/

2

30

Fonctions de fragmentationNombre d'antiprotons d'énergie comprise entre E et E+dE créés

par un jet de partons d'énergie Q

Énergie Q du jet

Énergie E de l'antiproton émergeant

Monte-CarloPYTHIA/JETSET(modèle de Lünd)

31

Effet cumulatif des sources

dMdMdV

z)n(rd

dEdT

E)N(Md=E)z(rq prim ,,

,,22

dM

dM

dM

dn=

dM

dn init

init*

2 ↔ MMMdM

dn

Convolution du spectre individuel avec le spectre de masse

Spectre initial:

Aujourd'hui:

3/13 3 )mαt(M init Loi d‘évolution (Hawking) gM 1410 5

Masse initiale d'un trou noir ayant terminé aujourd'hui son évaporation

32

Contribution des différentes gammes de

masse(1)

(2)

(3)

(4)

g][MM Pl

12,10

g]g[M 1312 10 ,10

g]g[M 1313 10 5 ,10

gM 1310 5

Contribution essentielle:Masses de trous noirs entre

1012 et 5.1013 g

FL

UX

Énergie cinétique des antiprotons (GeV)

(1)

(2)

(3)(4)

Flux total

33

Propagation des rayons cosmiques dans la Galaxie

L: Taille du halo

K0 et Coefficient de

diffusion K(E)=K0 R

Vc : vitesse de convection

Va : Vitesse de Alfven

D. Maurin et al.ApJ 555, 585 (2001)

34

s

Equations de diffusion

Symétrie cylindrique Développement en série de Bessel

),,(1

),0,()(2),,(2

2

EzrNr

rrzz

Kz

VErNzhEzrq pcp

ine

p

prim

p

10 ),(),(),,(

ii

p

i

p

R

rJEzNEzrN

Antiprotons primaires

Antiprotons secondaires

),0,()(2 ErqzhTerme source:

Provenant des interactions des protons et des héliums des rayons cosmiques et du milieu interstellaire dans le disque

galactique

D. Maurin, R. Taillet, F. Donato, P. Salati, A. Barrau, G. Boudoul, Article de Revue pour le livre « Recent Developments in Astrophysics », Research Signpost

35

Sources des secondaires

Interactions p-p:

Interactions p-He, He-p et He-He:

évaluées par Monte Carlo (DTUNUC) (modèle “Dual partonique”)

Section efficace de production

')',(4)()'(),(sec dEErnEpHEpdE

dErq p

seuilHISMRCp

36

Sans oublier....Composante tertiaire:

Pertes d’énergie et réaccélération diffusive:

seuil

pH

annnon

HpHEppH

XpHpter

p ErNvndEErNvnEEdE

dErq ),(')',(']'[),( _

)(

p

iEE

p

i

p

loss NE

KNEbE

h )(2

37

Flux d'antiprotons secondaires

Données expérimentales

Flux d'antiprotons

Composante p-p

Composante He-He

Composante He-pComposante p-He

F.Donato, D. Maurin, P. Salati, A. Barrau, G. Boudoul, R.Taillet A&A 563, 172 (2001)

38

Spectre ”Top of atmosphere”

Incertitudes astro+ nucléaires

Variation de la densité de trous noirs primordiaux

Donnéesexpérimentales

39

Limite supérieure sur la densité de trous noirs

primordiaux

Taille du halo (kpc) (g/cm3)

2

Lim

ite

sup.

sur

A. Barrau, G. Boudoul et al. A&A 388, 676 (2002)

3cmgρ .10 510 5 3433 kpc)=(Lcmn 3 310 4 51 9104 PBHΩ

40

Autre sonde : les rayons gamma

•DonnéesFlux EGRET à 100 MeV• “Bruit de fond gamma”

(Pavlidou & Fields, ApJ 575, L5-8 (2002)):

- galaxies

- quasars

Émission des trous noirs primordiaux (directe +

désintégration des pions neutres), après intégration sur le décalage spectral, évolution et

absorption) :

PBH < 3.310 –9 A. Barrau & G. Boudoul, ICRC 2003 proc., [astro-ph/0304528]

++

41

Espoir de détection?

AntideutéronsTrès faible bruit de fond d’antideutérons secondaires

Quelques événements attendus dans l'expérience spatiale AMS, dépendant de la taille du halo L, de l'impulsion de coalescence P

42

Evaporation en antideutérons

Fonction de fragmentation en antideutérons évaluée par modèle de coalescence pour un rayon P

0D

dQdE

PEQdge

h

TQ

dEdt

Ndj

DjjskTQEQ

j

jD

),,()1(

),( 012/2

n

pP0

43

Flux d'antideutérons

Evaporation

Dbars secondaires

Fenêtre de détection

Réévaluation du flux secondaires en cours

Repeuplement à basse énergiepar la composante tertiaire

44

Espace de paramètres {L - P0 -

L (kpc)g/cm 3)

P0 (

MeV

/c) Zone exclue

par AMSen cas de non détection

A. Barrau, G. Boudoul, et al. A&A 398, 403 (2003)

45

Sonde de la gravité quantique: Trous noirs Einstein-Dilaton-Gauss-

BonnetAction

Relativité Générale Champ scalaire (dilaton)

Terme de Gauss-Bonnet (ordre supérieur en courbure)

Terme de couplage

où

46

Fonctions métriques revisitées

M/Mpl

et

47 MMasse M

dtdM

Evaporation classique (Hawking)

21~

M

Gauss-Bonnet black hole (photons)

min2 Mmin001.1 MminM

A. Alexeyev, A. Barrau, G. Boudoul, et al.Astronom. Lett 28, 428 (2002)

48

Conséquences

Arrêt de l’évaporation à une masse de quelques masses de Planck(résultat valide en tenant compte des perturbations temporelles, des champs de moduli et des termes de corrections supérieures)

Flux intégré de ces reliques:

dRR

RR

c

RtzE

dEdt

NdF R

univ

max

0 2

222

4

)(tan)(,1

12117101.1 srmsJF

A. Alexeyev, A. Barrau, G. Boudoul, et al. Class. Quantum Grav. 19, 4431 (2002)

49

Bump dans la variance de masse

Formation par phénomène “near-critic”

0.35

Blais, Bringmann, Kiefer, PolarskiPhys. Rev. D 67 (2003) 024024

cHMM 0.7

HYPOTHESES:

Conséquences cosmologiques

Archeops + WMAP : spectre de fluctuations invariant d’échelle(n=1.02 ±0.03)

Brisure de l’invariance d’échelle (BSI)

k

et p(k)

50

Contrainte gravitationnelle

Contrainte Antiprotons

Mpeak (g)

A. Barrau, D. Blais, G. Boudoul, D. Polarski, Phys. Lett. B, 551, 218 (2003)

Contraintes sur la fraction

51

Dans le cadre des modèles BSI, les trous noirs primordiaux peuvent êtrereconsidérés comme candidats CDM dans deux scenario différents:

Investigations expérimentales possibles au-delà de 1022 gpar la détection d’ondes gravitationnelles.

Si MRH

très grande (supérieure à 1015 g) , les trous noirs peuvent être de bons candidats

Pour M H,e

=gp

3

,

15

2

6

min

, 10

2

103.5

eHPBH

COBEH

MLWp

Matière noire

52

Si MRH

petite (inférieure à 109 g) , reliques stables peuvent devenir de bons candidats

A. Barrau, D.Blais, G. Boudoul , D. Polarski Soumis au journal Annalen der Physic [astro-ph/0303330]

For M rel

=M P

3.9 10 -4 < p < 7.1 10 -4

3

,

152

2

6

min

, 10

2

100.8

eHp

rel

PBH

COBEH

MM

MLWp

Reliques: matière noire?

53

Conclusions et Perspectives

RICH d’AMS en phase finale Électronique testée et validée Photomultiplicateurs étalonnés (Champ magnétique, linéarité,

courant noir,…) Procédure d’étalonnage des 680 modules Tests de validation au CERN en Octobre

L’expérience AMS Intégration en 2005 Données en 2006, patience… Précieuses informations sur les rayons cosmiques (composition,

propagation, structure de la galaxie (bulle locale), modulation solaire…)

Détection des trous noirs primordiaux (antideutérons …), neutralino?, antimatière?….

SURPRISES !

54

Conclusions et Perspectives

Trous noirs primordiaux Spectre d’évaporation en antiprotons, rayons gamma et

antideutérons Contraintes observationnelles: PBH < 3.310 –9 Révision du spectre de Hawking à faible masse Masse

minimale et arrêt de l’évaporation Etude de la formation contraintes sur le spectre de puissance

aux très petites échelles, nouveau candidat matière noire

Lieu où la gravité quantique est à l’œuvre

Création au LHC (si dimensions supplémentaires) structure de notre espace-temps révélée!