Journées Jeunes Chercheurs 2010 Angers 2010

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La détection des transitoires radio associés aux grandes gerbes atmosphériques constitue une
méthode nouvelle de mesure des rayons cosmiques d’ultra haute énergie (UHECR). Aprés une
bréve description de l’expérience de radiodétection CODALEMA, une méthode de calcul des
rayons de courbure des fronts d’onde radio est présentée. Les performances de cette méthode
d’estimation appliquée à des données simulées et à des données collectées par CODALEMA sont
discutées.
(The detection of radio transients associated with air showers is a new method for measuring cos-
mic rays of very high energies (UHECR). After a brief description of the experience CODALEMA,
a method for calculating the radii of curvature of the fronts of radio waves is presented. The
performances of this method applied to simulated data and on data collected by the CODALEMA
setup are discussed.)
Mots clés : gerbes atmosphériques, antennes, radiodétection, rayons de courbures.

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Journées Jeunes Chercheurs 2010 Angers 2010

  1. 1. Radiodétection des rayonscosmiques d’ultra hautes énergies Rebai Ahmed Équipe Astroparticule Subatech Nantes 0
  2. 2. PlanLa radiodétection : motivations et principe de détectionEtat d’avancementCorrélation entre énergie de primaire et le champs électriqueReconstruction des rayons de courbures avec l’observable radioConclusion et Perspectives 1
  3. 3. Les gerbes atmosphériques initiés par les UHECR Simulation d’une gerbe atmosphériques initiée par un proton d’énergie 1 TeV (avec KasKade) Identique à une collision faisceau-cible fixe. 90% de γ (>50keV) 100 g.cm-2 ~ 9% d’ē 800m (>250keV) 0,9% μ (>1GeV) Xmax 0.1% hadrons Le développement maximale de la gerbe Nmax nombre maximal des particules 5
  4. 4. Détection des UHECR par la radio (La théorie) L’histoire a commencé avec un savant russe Gurgen AskaryanEn 1962: émission cohérente d’unrayonnement Cerenkov dans ledomaine radio résultant d’uneasymétrie de charge (dans la Champcomposante électromagnétique) magnétiquedans un milieu diélectrique. terrestre ~0.3Prédit la possibilité de détection des gaussgerbes issues des UHECR (E>1016eV) qui interagit dans une cible de Le f ron tgrand volume (glace de ger de la e ± ~ bel’antarctique). 50 M e VEn 2000: L’effet Askaryan vérifiéexpérimentalement par desmesures sur accélérateurs dansdifférent milieu pierres, sel et glace. Émission d’un champ électrique cohérant 2
  5. 5. Année Théorie Expérience1962 Askaryan : Cerenkov des électrons1965 Kahn et Lerche : excès de charge, courant transverse (dominant) et dipôle Jelley, premières mesures d’impulsions radio en coïncidence avec des compteurs Geiger1970 Allan propose une paramétrisation : Eν= 20(Ep/1017 eV)sinα cosθ exp(-R/R0( ν,θ) )Fin 70 Abandon de la radiodétection à cause des difficultés techniques et succès d’autres techniques comme la fluorescence (avènement de l’astronomie Gamma)2000 Nouvelles technologies reprise de la radiodétection auprès des accélérateurs au SLAC par exemple (confirmation de l’effet Askaryan)2003 Falcke, Hugue, Gorham : émission cohérente synchrotron des paires e +/e- Codalema, Lopes2005 Duvernois, Cai, Klechner : émission radiative des particules chargées Codalema, Lopes2007 Scholten, Werner : courant transverse Meyer, Lécacheux, Ardouin : champ Codalema, Lopes, RAuger coulombien boosté & Cerenkov20082009 Hugue : REAS2 Codalema (phénoménologie : vXB), Lopes, RAuger, AERA2010 Hugue : REAS3, SELFAS1, ……. Codalema (corrélation entre Eν et Ep … ) Lopes (confirmation de la corrélation) 3
  6. 6. La Collaboration CODALEMA COsmic ray Detection Array with Logarithmic Electro Magnetic Antennas OBJECTIFS • mesure des impulsions produites par le 8 laboratoires développement des gerbes atmosphériques dans la domaine radioUn seul site expérimental Nançay basse fréquence (Observatoire de Paris) • La compréhension des mécanismes de production de ces impulsions. • La recherche des observables physiques afin de déterminer les caractéristiques des UHECR (énergie et nature) Observatory Paris-Meudon  Le développement d’une nouvelle LAL Orsay technique de détection : LPCE ESEO Orléans Observatoire de – Qualité des données : sensitivité, Angers Subatech Nantes Nançay LAOB Besançon résolution angulaire , résolution énergétique – Efficacité et cycle utile de LPSC fonctionnement Grenoble – La simplicité, robustesse et le prix (une station autonome Codalema coute 4000 euro 3 fois moins d’une cuve Auger) 4
  7. 7. Mais pourquoi exactement Nançay ? 5
  8. 8. Car à Nançay il y a des animaux, des arbres,…. ?! Hi Hi moi je sais Par contre moi j’écoute O_o ’’ France Inter Bah depuis que ces mecs sont arrivés j’arrive pas à écouter Chérie FM 6
  9. 9. Mais il y a aussi des ….. 7
  10. 10. Observatoire Radio-astronomique de NançayRadio Telescope Réseau décamétriqueRadio héliographe Lofar 8
  11. 11. L’environnement électromagnétique à Nançay• L’environnement électromagnétique est protégé contre les émetteurs dans la bande [1 Mhz quelques Ghz] Une ville européenne 1-120 MHzA Nançay la bande est relativement propre de pollution entre 23Mhz et 83 Mhzcondition de détection favorable pour optimiser lerapport signal sur le bruitDans une ville cette bande est occupéecondition défavorable 9
  12. 12. la recherche des transitoiresTransient signal in noise: sensor, RFI, galactic signal, etc. ... Spectrum shape of a shower transient Full band Bandpass filtered Threshold: n.σ Noise => σ Datation => t Triggering & time tagging 10
  13. 13. La Collaboration CODALEMA COsmic ray Detection Array with Logarithmic Electro Magnetic AntennasCODALEMA : la configuration actuelle 3 réseaux de détecteurs : Un réseau d’antennes dipôles courtes -21 antennes dipôles EW - 3 antennes dipôles NS Un réseau de scintillateurs 17 scintillateurs =>Trigger de l’experience => Détermination d’énergie Le réseau décamétrique 18 groupes de 8 antennes log périodiques phasés Permet l’ échantillonnage de champs électrique 11
  14. 14. Codalema VS LHC 19
  15. 15. Principe de détection Dans les runs de productions de données physiques : le trigger est envoyé par le réseau des scintillateurs Dans les runs de R&D on peut utiliser un trigger radio à seuil. 12
  16. 16. Le réseau des scintillateur : stations qui couvrent une surface de 340 x 340 m 2 avecn pas de 80 m aque station contient 2 PMT (high and low gain)  e large dynamique 0.3-3000 VEM Taux du trigger : 1 evt/ 7 mn Le seuil en énergie : 1015 eV L’événement est considéré : les 5 stations centrales sont en coïncidence. 2 types d’événements : - les internes : bonne échantillonnage des particules  estimation correcte de l’énergie de la gerbe et de la position du cœur de la gerbe. -Les externes : la densité des particules est extrapolé à l’extérieur de la surfaceEstimation n’est pas très correcte pour l’énergie et la position du cœur de la gerbe. ces événements sont exclues dans les analyses de la corrélation d’énergie. 13
  17. 17. Le réseau des scintillateurs : les performances Permet de déterminer plusieurs informations sur la gerbe : - La direction d’arrivée : avec une triangulation entre les temps au niveau de chaque station. - La position du cœur de la gerbe - La détermination de l’énergie (méthode CIC) avec une erreur de 30%Les positions des cœurs des gerbes pour les événementsinternes φ dN/dθ dN/d θ (°) φ(°) 15
  18. 18. L’antenne dipôle active du Codalema LNA CODALAMP (ASIC) Low noise : sensitive to Galactic noise Bande de largeur : 80 kHz à 230 MHz Haute dynamique, linéaire Diagramme de rayonnement de l’antenne Simulation EZNEC (ou 4nec2)le lobe est uniformeAquisition des données - 12 bits ADC (MATAQ ) - Sampling: 1 Gs/s 23
  19. 19. CODALEMA illustrative example Wide bandwidth recording (here 1- 250 MHz)Narrow band filtering Time of flight (here 23-83 MHz ) (“particle physics” method) for triangulation •Amplitude => Tagging •Time => Direction•Electric field profile => Core location, Energy Ant. by Ant. analysis Ant. by Ant. analysis && Correlations with Evt by Evt analysis Evt by Evt analysis particles 14
  20. 20. L’efficacité de la radiodétection data taking time ~ 3 years Trigger (SD events) 169526 Radiodetection threshold ~ 5.10 16 Coincidences (SD and 2030 eV antennas) Particles threshold 1015 eV Coincidences (Internal) 450Une efficacité à 100% est atteinte @1018 eV avec une polarisation E-W.Expected improvements using the detection of the full states of polarisation ? 16
  21. 21. North Emission Mechanism =>Detection at threshold correlated t arrival directions =>GEOMAGNETIC EFFECT Geomagnetic field E-W polarizationCODALEMA toy-model& AIRES calculations Astro.Part. Phys. 2009 LOPES interpretation Nat. 2007=> E ~ |VxB|E-W E EW ∝ (1.16 − cos( α ) ) cos(θ ) VXB = − sin(θ ) ⋅ cos(ϕ ) ⋅ cos(27) − cos(θ ) ⋅ sin(27) 17
  22. 22. Calibration en énergie (préliminaire) Interpretation of the profile with the ALLAN formula:Champ Électrique E E = E0.exp(-d/d0) Allows to deduce E0 after fit Try E0 as energy estimator for radio χ =∑ 2 N [ yi − (b + a ⋅ xi )] 2 Log(E0) mV/M.Mhz i= 1 σ y2i + a 2 ⋅ σ x2i Distance d à l’axe de la gerbe Avec σPart ~ 30 % => une resolution en énergie qui pourrait être comparable à celle donnée par la Log(Eparticules) (eV) Fluorescence => Expected improvements using E-W + N-S 18
  23. 23. Estimation de rayon de courbure avec l’observable radio 19
  24. 24. Motivations(1/2)La nature des UHECR est l’une des mystères de l’astroparticulesmoderne.L’identification de la primaire est très important pour comprendre lesorigines des UHECR.Les gerbes atmosphériques induites par des photons et des neutrinos(les scénarios top-down ont des signatures clairs) 20
  25. 25. Motivations(2/2)• Les simulations ont montré une grande différence entre le développement de gerbes des protons et des ions lourds.• Les observables qui permettent une identifications sont :1 – Xmax : atmospheric depth of the maximum longitudinal developement of the showerΔXmax=Xmax(proton)-Xmax(iron)=100g.cm-2~ 770..830 m(i.e ρatm = 1.293Kg.m-1). At E= 1018eV 2 – la fraction des muons : attendu est plus large pour un noyau d’ion lourd Xmax plus faible (atténuation de la composante électromagnétique). composante muonique composante électromagnétique the total signal. 21
  26. 26. Rayon de courbure• En assimilant le front de la gerbe à un plan on peut déterminer la direction d’arrivée de la gerbeapproximation d’ordre zéro• Approximation d’ordre 1 : On suppose que le front est une sphère. On essaye de déterminer son rayon et son centre. Quelques questions Que ce qu’il prouve que le front d’onde n’est pas plan ? Comment on peut déterminer sa courbure ? 22
  27. 27. Réponse à la première questionMéthode de vérification: U x = cos(ϕ ) sin(θ )On assimile le front d’onde à un plan (P). U y = sin(ϕ ) sin(θ )(P) se déplace perpendiculairement à la U z = cos(θ )direction d’arrivée définie par φ, θ, (xc,yc) U x ⋅ x + U y ⋅ y + U z ⋅ z + cte = 0(P) se déplace avec la vitesse de la lumière.On prend un point comme référence: la U x ⋅ x + U y ⋅ y + U z ⋅ z − (U x ⋅ x fta + U y ⋅ y fta + U z ⋅ z fta ) = 0première antenne touchée t0 . U x ⋅ x + U y ⋅ y − (U x ⋅ x fta + U y ⋅ y fta )On fait propager le plan et on détermine les d= 2 2 2temps théoriques tth sur chaque antennes Ux + Uy + Uztth – t0 = le retard attenduOn calcule le retard expérimental = tps – t0 tth = d c nOn trace le retard experimentale en fonction du retard théorique (2 cas envisagés)Cas 1 : la courbe est une droite  le front d’onde est un planCas 2 : la courbe ne rassemble pas à une droite  nouvelle physique 23
  28. 28. Réponse à la première question Exemple sur un vrai événement, On montre qu’il y a un écart à l’onde plane. Le résidu est 51.1 ns. Vérification : un événement simulé avec un centre d’émission à 1,5 et 10 Km donne aussi un écart. 24
  29. 29. Ma méthode de reconstruction • Le point commun entre toutes ces méthodes est l’utilisation d’un point de référence par rapport à lequel on fit une courbe • On se réfère toujours à l’onde plane.Ma stratégie est la suivante « on veut ajuster une sphère on utilise alors l’équation d’une sphère »Après recherche bibliographique j’ai trouvé un article d’optimisation « Aninvestigation of the robustness of the nonlinear least-squares sphere fitting methodto small segment angle surfaces»Les conditions de l’expérience Codalema se situedans les mêmes conditions citées dans l’article 25
  30. 30. Paramétrisation du modèle • On suppose que le front d’onde est sphérique  équation d’une sphère : ( x − x0 ) 2 + ( y − y0 ) 2 + ( z − z0 ) 2 = R 2 • On cherche la source sur la droite définie par θ,φ,xcet ycces paramètres sont donnés par le réseau d’antenne S OS = OC + CS avec CS = k (u, v, w) x0 = xc + k sin(θ ) * cos(ϕ ) y0 = yc + k sin(θ ) * sin(ϕ ) C z0 = k cos(θ ) OPassage de 4 inconnues à 2 inconnues en profitant de la résolution angulaire de réseaud’antenne.• L’équation devient( x − xc − k sin(θ ) cos(ϕ )) 2 + ( y − yc − k sin(θ ) sin(ϕ )) 2 + (k cos(θ )) 2 = c 2 (t − t0 ) 2 26
  31. 31. Simulation et test de code de reconstruction 27
  32. 32. Simulation et test du modèle : Le test consiste à fixer le centre d’émission à une distance R de pied de gerbe sur la direction définie par les angles φ et θ. On fixe θ et on varie φ entre [0,2π] On fixe φ et on varie θ entre [0, π/2] On fixe le pied de gerbe xc et yc 28
  33. 33. R=1km,Θ=45,σ=0ns R=1km,Θ=45,σ=50ns 29
  34. 34. R=15 km,Θ=45,σ=0ns R=15 km,Θ=45,σ=2ns 30
  35. 35. Quelques remarques• Le code est testé• J’arrive à faire la reconstruction avec une bonne précision mais il faut avoir : Un code de minimisation pour identifier le minimum(choix de packages d’optimisation matlab,idl,Root) Une bonne résolution temporelle <3ns• Avec notre méthode de traitement du signal filtrage dans la bande [23,83Mhz] on attend des signaux filtrés qui oscillent avec une période >10ns alors la résolution temporelle est supérieure à 10 ns.• Mais on peut améliorer notre résolution temporelle :Produit de corrélation entre les signauxBeam forming, avec cette méthode Lopes annonce une résolution <1ns 31
  36. 36. Conclusion
  37. 37. Astrophysique RadioastronomieRecherche des sources Approche basé sur l’hypothèseastrophysiques de stationnarité de cielintégration du signal surFaire de l’astronomie des RC Radiodétection quelques μs. Nécessité d’un environnement Approche basée sur la détection des propre transitoires : analyse de forme de signal Un environnement propre est avantageux mais un environnement bruité il faut optimiser les analyses.Physique des particules Géophysique etUtilisation des techniques et des physique deconcepts issues de cette physique: analyse de forme de signal, l’atmosphèregénérateurs d’événementsbasées sur des extrapolationsissues du domaine du GeV
  38. 38. Evolution of the sensor conceptsfrom 2002 to 2009 Sensibilité Compacité Self-Contained Radio Station (2008) Active Short (2006) Multi polarization Fat Dipoles fmiddle ~ 65 MHz length = 1.21m length = 3.22m Log-Spiral height = 1m height = 1.40mAntennas (2005)Circular polarization Diameter = 5m 3KE/station Heigh = 6m
  39. 39. Back up
  40. 40. Développements Antennes-LNA * RBW 1 kHz VBW 10 kHz Ref -31 dBm * Att 5 dB SWT 150 s * -40 FWHM A1 RM * ADC+AMP.+Dip.VIEW -502 RM *VIEW -603 RM *VIEW -70 PRN -80 -90 -100 Aluminium dipole -110 ADC+AMP. antenna -120 ADC -130 Preamplifier ASIC Start 1 MHz 14.9 MHz/ Stop 150 MHzDate: 18.OCT.2005 16:19:57 ASIC AMS BiCMOS 0.8 µ Gain 48-55 dB, 0.8 nV.Hz-1/2, 0-250 MHz PCB associé + filtrage adapté à chaque site Réponse de la chaîne maîtrisée
  41. 41. Perspectives of radiodetection in 2010 Depuis 2001 @Nançay & @FZK CODALEMA & LOPES UHECR ~1017 eV 2007@ARAGATS LPTA Montpellier 2006@AUGERγ ≤1016 eV + Detection UHECR ~1018 eV in near field 6 autonomous ant. + SD 3 ant.+ARAGATS 2006@RT Nançay γ @ TeV 2008@AUGER-AERA UHECR ~1018 eV 20 km2 autonomous In 2008@21CMA-TREND ant. Horizontal EAS ν τ ~1017 eV 2009@AUGER 4 autonomous ant. UHECR ~1018 eV Free-Free emission in GHz EASIER, MIDAS, AMBER
  42. 42. Station autonome de Radiodétection CODALEMA @ AUGER + AERA (150 stations autonmes sur 20 km2)CLF
  43. 43. Une recherche des bonnes conditions optimales + d’infrastructures disponiblesLa bande AM est saturée partout dans le monde : à cause de la guided’onde naturelle constituée par la surface de la terre et l’ionosphère Observatoire de Nançay 17
  44. 44. La Démarche expérimentale de CODALEMA en 2001: la recherche des transitoires •Simulation théorique: Informations contenues dans la forme du signal Trajectoire b gerbe •Amplitude (>1µV/m) => énergie •Durée (~100 ns) => paramètre d’impact (b) Ant. •Forme d’onde => nature des particules E(µV/m) •Mesures expérimentales: •Evts rares (trigger~10-3 Hz) •Analyse temporelle du signal=>direction d’arrivé T(µs) •Analyse de l’amplitude =>Extraction de l’énergie du primaire
  45. 45. Interprétations des nouvelles observations Décalage des pieds de gerbe radio vers l’Est ??? Topologie du champ électrique à courte distance ???
  46. 46. Vérification de la fonction χ2 Chi-squareLa fonction χ2 admet un minimum globalLe minimum n’est pas très marquéL’utilisation d’un bon code de minimisation pour l’identifier «LenvenbergMarquardt» par exemple 36
  47. 47. Vu les problèmes de convergence j’ai effectué des changements( x − xc − k sin(θ ) cos(ϕ )) 2 + ( y − yc − k sin(θ ) sin(ϕ )) 2 + (k cos(θ )) 2 = (τ − τ 0 ) 2 τ = c ⋅t τ0 = c ⋅ t0 Mulplicité (espacei − temporeli ) χ =2 ∑i =1 10 6 ) 2 Le coefficient 106 a pour rôle de ‘scaler’ pour la fonction de de chi-squareil l’empêche de prendre des valeurs aberrantes. Le code de minimisation peut localiser le minimum facilement. 37
  48. 48. Spectre de rayons cosmiques(1/2) Spectre en loi de puissance qui s’étend sur 10 ordres de grandeurs en énergie et 32 ordre de grandeurs en flux. Basses énergies: sources connues et le flux non isotropes Énergies intermédiaires (>10 GeV): flux est isotrope, sources mal inconnues + des structures, •À ~ 3–5.1015 eV : genou, changement de sources? Nouvelles physiques? •À ~ 3.1018 eV : cheville, transition galactique- extragalactique? Changement dans la composition? Ultra hautes énergies (>EeV): flux ultra faible => grandes surfaces de détection. => Origine, nature et 2
  49. 49. Spectre de rayons cosmiques(1/2) Dans Codalema on s’intéresse à cet région 3
  50. 50. Questions ouvertes• Comment les rayons cosmiques sont accélérées jusqu’au 10 19 eV ?• Quelles sont les sources des rayons cosmiques ?• Comment ils peuvent se propager des distances astronomiques avec ces hautes énergies ?• Est ce qu’ils sont deflectés par les champs magnétiques ?• Est ce qu’on peut faire de l’astronomie avec ces UHECR ?• Quelle est la composition en masse de ces rayons ? 4
  51. 51. Techniques de détections des UHECR(1/2)Détection des gerbes atmosphériques au niveau du sol•Des détecteurs déployés sur des grandes surfaces (scintilleurs, détecteurs à effetCerenkov ...)•Détection: un sous ensemble des particules secondaires (au sol) + Mesure duprofile latéral au sol)• 100% de cycle utile•Acceptance: déterminé par la surface déployé (indépendant de l’énergie)•L’énergie de la primaire et la composition en masse sont dépendant du modèle(utilisation des simulations MC basées sur des extrapolations des modèleshadroniques avec des contraintes aux basses énergies par la physique desparticules auprès des accélérateurs). 6
  52. 52. Techniques de détections des UHECR(2/2)Détection des fluorescences•Mesure calorimétrique de l’énergie comme une fonction de profondeur parcourue dansl’atmosphère•Uniquement pour E > 1017 eV detection du profil longitudinal (mesure du X max)•Uniquement pendant la nuit (pas de lune pas de nuages) 10% de cycle utile•Nécessite une bonne compréhension des conditions atmosphériques @todor stanev 7
  53. 53. Associated frequency spectra Various antennas (Log-Spiral, Dipoles) &Various electronics (LNA,VME or Scope ADC, Filters) tested…=>The detection method is robust, the signal is firm: independent of the antenna and electronics BUT: Detection < 10 MHz not efficient enough @ Nançay (better @ PAO)Detection > 100 MHz : Intermittent transmiters make the detection random @ Nançay (but efficient @ RF clean sites) 15
  54. 54. Réponse à la deuxième question(1) Méthodes d’estimation de rayon de courbure (méthodes numériques)L’idée est d’ajuster les courbes précédentes avec une parabole ou une fonction identique Thèse Colas Rivère LPSC 25
  55. 55. Réponse à la deuxième question(2) Méthodes d’estimation de rayon de courbure (méthodes numériques) Thése de Fabrice Cohen ou Gap note 2003-108 Multip 2 1 diχ2= ∑i=1 σi2 ((cti − t0 ) + ( xi − xc ) ⋅ u + ( yi − yc ) ⋅ v − 2 ⋅ R ( x, y , u , v ) ) Article lafebre AP journal 2010 «Prospects for determining air shower characteristics through geosynchrotron emission arrival times» l’utilisation d’un nouveau modèle est presenté dans l’article. 33
  56. 56. L’antenne dipôle active du Codalema LNA CODALAMP (ASIC) Low noise : sensitive to Galactic noise Bande de largeur : 80 kHz à 230 MHz Haute dynamique, linéaire Diagramme de rayonnement de l’antenne Simulation EZNEC (ou 4nec2)le lobe est uniformeAquisition des données - 12 bits ADC (MATAQ ) - Sampling: 1 Gs/s 23

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