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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
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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)
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3
Un nouveau Un nouveau détecteur de détecteur de
rayons cosmiques: rayons cosmiques: AMSAMS
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4
L’expérience AMS
AMS-01: vol test en 1998 En 2006... AMS-02 sur ISS!
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5
Les enjeux de l’expérience AMS
•Recherche de la matière
noire non baryonique
•Etude globale du
rayonnement cosmique
•Astronomie Gamma
•Recherche d’antimatière
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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
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7
Détection de particules
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8
Potentialités d’AMS-02
Recherche d’antimatière Etude du rayonnement cosmique
Bouchet et al.Nucl. Phys A 688,417 (2001)
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9
Calorimetre
Photomultiplicateurs
Radiateurs
Miroir conique
L'architecturedu RICH
Nombre de photons Z2
Taille de l’anneau V
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10
Photodétection
Guides de lumière
PhotomultiplicateurHamamatsu R7900-M16
Électronique frontale
Support flexible
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11
Electronique frontaleMise en forme du signal physique puis échantillonnage du maximum
Multiplexage des 216 voies
Système à 2 gains(1 ou 5)
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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
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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%
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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
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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!
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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)
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17
PrototypieTests réalisés en cosmiques et en faisceau
Etalonnage des photomultiplicateurs(LED)
Dispersion des gains 20%
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18
Tests en faisceau
Composition en charge des fragments ≈ Rayonnement cosmique
Des anneaux!
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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
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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
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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
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22
Les rayons cosmiques Les rayons cosmiques comme sonde des comme sonde des
trous noirs trous noirs primordiauxprimordiaux
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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)
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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
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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
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26
Coefficients d'absorption
2 2 QM
Gammaσ
MQ
Limite optique
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27
Taux de perte de masse
2M
α(M)=
dt
dM
Par integration du spectre de Hawking:
Phénomène divergent lorsque M 0
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28
Fonction Alpha(M)
1s=tGeV=Tg=M
s=tGeV=Tg=M
49
21116
1010
101010
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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
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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)
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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
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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
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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)
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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
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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
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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
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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)
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38
Spectre ”Top of atmosphere”
Incertitudes astro+ nucléaires
Variation de la densité de trous noirs primordiaux
Donnéesexpérimentales
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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
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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]
++
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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
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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
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43
Flux d'antideutérons
Evaporation
Dbars secondaires
Fenêtre de détection
Réévaluation du flux secondaires en cours
Repeuplement à basse énergiepar la composante tertiaire
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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)
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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
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46
Fonctions métriques revisitées
M/Mpl
et
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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)
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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)
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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)
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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
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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
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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?
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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 !
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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!