Le statut actuel

Pour l’heure, l’Observatoire Pierre Auger apporte une réponse contradictoire appuyée par une statistique importante [44] concernant les anisotropies annoncées par AGASA aux environs de 1 EeV (Fig 2.7). L’expérience Pierre Auger, dont la situation géographique permet d’observer plus favorablement le centre galactique, n’a observé jusqu’à présent aucun excès dans cette direction avec, pourtant, un jeu de données nettement plus important. La carte des surdensités d’évènements mesurée par cette expérience dans la région du centre galactique pour 2 populations d’énergie entre 10 eV est donnée figure 2.8 avec les distributions de leurs significativités statistiques. Celles-ci sont compatibles avec celles attendues dans le cas d’une distribution isotrope du ciel.
Les regroupements d’évènements d’énergie supérieure à 40 EeV d’AGASA illustrés figure 2.7, ne sont pas non plus confirmé par l’Observatoire Pierre Auger qui ne trouve dans ses données aucun excès significatif [45, 46]. En revanche, à plus haute énergie (E > 50 EeV), quelques regroupements sont observés sur des échelles angulaire plus grandes mais leur probabilité d’apparition dans le cas d’un ciel isotrope étant de 2%, la validation de ces regroupements n’est pas encore acquise et nécessitera des données supplémentaire.
Enfin, la dernière avancée récente obtenue par l’Observatoire Auger concerne l’étude de la composition du rayonnement cosmique d’ultra haute énergie. Estimée à partir de la positionmoyenne du maximum de développement de la gerbe (<Xmax>), cette étude est rendue délicate, comme à plus basse énergie, par le fait que les résultats obtenus diffèrent d’un modèle d’interaction hadronique à l’autre. Les données accumulées par cette expérience permettent tout de même d’obtenir une première estimation de cette composition avec des barres d’erreur de l’ordre de 11 à 15 g.cm−2 selon l’énergie [47]. La figure 2.9, qui illustre ces premiers résultats, indique une composition mixte à toutes les énergies avec un allègement progressif des rayons cosmiques primaires jusqu’à une énergie de 2.2 × 10 eV où la composition semble se stabiliser.
On voit bien que la profusion des résultats récents traduit l’enthousiasme de la communauté pour cette problématique. Les mesures sont de plus en plus nombreuses et leur statistique se renforce d’année en année. Cependant, de nombreuses questions n’ont toujourspas de réponses et nécessiteront encore plusieurs années de travail avant de pouvoir être closes.

Le réseau de surface

La méthode de détection la plus répandue est le réseau de surface, utilisée sur des observatoires comme KASCADE, AGASA ou Pierre Auger. Des détecteurs élémentaires de particules, de type scintillateur plastique ou cuve à eau Čerenkov (Fig. 2.11), sont disposés sur de grandes surfaces. Au passage du front de particules d’une gerbe, les détecteurs acquièrent en coïncidence les signaux générés par l’énergie déposée. Les écarts de temps relatifs entre les détecteurs permettent de reconstruire la direction d’arrivée de la gerbe (Fig. 2.12).
La charge déposée dans chacun des détecteurs est mesurée afin de déterminer la fonction de distribution latérale avec laquelle on peut obtenir la position du coeur de gerbe.

La fluorescence

La fluorescence doit son existence à la course à l’armement au début des années 60 durant laquelle l’armée américaine a développé cette technique afin d’estimer la puissance des bombes atomiques qu’elle faisait exploser dans l’atmosphère. Les particules chargées éjectées lors de l’explosion produisaient de la luminescence qui, une fois collectée, constituait un bon indicateur de l’énergie dissipée. Elle fut reprise quelques années plus tard par l’équipe de Greisen à l’université Cornell (EU) pour observer les gerbes atmosphériques.
Au passage du front de particules chargées, les molécules de l’atmosphère, principalement d’azote, sont excitées ou ionisées. Une partie de cette énergie d’excitation est ensuite émise sous forme de rayonnement isotrope visible ou UV qui peut être détecté par des télescopes disposés au sol. Les caméras à photomultiplicateurs des télescopes observent une trace (Fig. 2.13), qui est une image du développement de la gerbe. L’utilisation de plusieurs télescopes permet de déterminer précisément la géométrie de la gerbe, son profil longitudinal, et ainsi d’obtenir un très bon estimateur de l’énergie du primaire. Cette technique a été mise au point sur l’expérience Fly’s eye et son évolution Hi-Res. Elle est aussi implantée sur l’Observatoire Pierre Auger.
L’atout majeur de la fluorescence est d’être sensible au développement longitudinal de la gerbe, l’estimation de l’énergie de la gerbe est ainsi rendue très peu dépendante des modèles.
La nature du primaire est, là encore, estimée de manière statistique sur un grand nombred’évènements. Malheureusement, cette technique ne fonctionne que par nuit sans lune, sans nuages et sans orage, ce qui réduit son cycle utile à seulement 10% du temps. Ce dernier point est particulièrement problématique compte tenu de la faible statistique des rayons cosmiques d’ultra haute énergie. Sur l’expérience Pierre Auger qui constitue le premier détecteur hybride alliant les 2 modes de détection, le détecteur de fluorescence permet d’obtenir une calibration en énergie du réseau de détecteurs au sol grâce aux évènements hybrides (évènements détectés à la fois par fluorescence et détecteurs au sol) comme le montre la figure 2.14. Cette calibration peut ensuite être appliquée aux évènements détectés seulement sur le réseau de surface et founir ainsi une estimation indépendant des modèles de l’énergie du primaire.

Les enjeux de la détection radio

La détection radio s’inscrit dans cette optique d’observation des rayons cosmiques d’énergie supérieure à 10 eV comme un complément aux systèmes existants. Elle possède des atouts intrinsèques à la nature du signal mesuré. Nous verrons dans le chapitre 3 les mécanismes susceptibles de produire ce signal, mais nous pouvons déjà mettre en avant quelques aspects notables. Tout d’abord, le signal radio mesuré doit être une image intégrée du développement de la gerbe. Tel un calorimètre, un détecteur mesurant ce signal serait alors sensible à une grandeur fonction du nombre de particules de la gerbe et donc de l’énergie du primaire. Par ailleurs, l’observation du ciel radio ne présente peu de limitations liées aux conditions extérieures, contrairement aux systèmes optiques, ce qui lui confère un cycle utile potentiel de 100%. De plus, quel que soit le mode d’émission du champ électrique, cette technique devrait favoriser la détection des gerbes inclinées [51]. On augmenterait ainsi l’acceptance d’un réseau de surface classique. Enfin, on peut aussi mentionner le faible coût d’un détecteur, ce qui, déployé en grand nombre sur les surfaces nécessaires à l’observation des RCUHE, se révèle être un avantage important.
Ces arguments justifient le regain d’intérêt de la détection radio constaté ces dernières années. Nous allons dans un premier chapitre présenter les caractéristiques du champ électrique émis par une gerbe atmosphérique. Nous verrons tout d’abord les grands axes historiques d’avancées théoriques et expérimentales sur ce domaine. Puis nous terminerons avec les derniers progrès en matière de modèles du champ électrique. Dans un second chapitre, nous nous intéresserons au démonstrateur CODALEMA, pour « COsmic Detection Array with
Logarithmic ElectroMagnetic Antennas », installé à l’observatoire de Nançay. Nous verrons ses caractéristiques et les résultats obtenus sur cet instrument. Enfin, nous présenterons l’expérience test RAuger, pour « Radio at Auger », de détecteurs autonomes implantée sur le site sud de l’Observatoire Pierre Auger. Nous décrirons les contraintes expérimentales liées à la création d’un tel détecteur ainsi que les premiers résultats qui devront à terme permettre de définir un réseau de plus grande envergure sur le site d’Auger.

Le champ électrique associé aux gerbes

L’idée de la radio détection des grandes gerbes est presque cinquantenaire. Pourtant, elle reste encore mal maîtrisée tant sur le plan théorique que sur le plan expérimental. Bien que les outils de physique qui décrivent le champ électrique fassent appel à des concepts classiques et bien connus, les théoriciens peinent à déterminer précisément les mécanismes dominants d’émission. Deux processus sources, que nous allons décrire ici, ont rapidement été identifiés comme candidiats privilégiés à l’émission d’un champ électromagnétique dans une gerbe atmosphérique : l’effet Askaryan tout d’abord, puis celui induit par le champ magnétique terrestre (ou champ géomagnétique). Du point de vue expérimental, la contrainte est faible et, bien qu’un consensus au sein de la communauté plaide en faveur d’un effetgéomagnétique, aucune certitude n’est réellement acquise en ce domaine. Nous présenterons les pistes empruntées aujourd’hui par les théoriciens pour tenter de décrire précisément ce signal. Enfin, nous tenterons de définir, à partir des connaissances que nous possédons sur cechamp électrique, les caractéristiques que doit présenter un démonstrateur expérimental.

Les résultats expérimentaux

En 1965, Jelley et ses collaborateurs [64, 65] publient dans la revue Nature les premières mesures de champs électriques dans le domaine radio associés à des gerbes atmosphériques dans un domaine d’énergie situé aux alentours de 10 eV. Pour cela, ils utilisent un système de compteurs Geiger mis en coïncidence avec une ligne d’antennes dipôles accordées. L’observation des transitoires radio se fait dans une bande restreinte de quelques MHz autour des fréquences centrales 44 MHz et 70 MHz. Compte tenu des technologies de l’époque, ils trouvent que les amplitudes mesurées sur les évènements détectés sont cohérentes avec les 2 mécanismes d’émissions, effet Askaryan et effet géomagnétique. L’expérience ne permet donc pas de trancher mais l’existence d’un champ électrique mesurable associé au passage d’un gerbe est démontrée.
Ce premier résultat expérimental décisif provoque l’apparition d’une multitude d’expériences dans le monde : à Haverah Park au Royaume Uni [56, 68, 1], à l’université de Calgary au Canada, au Mont Chacaltaya en Bolivie [67] et à l’université de Kharkov en URSS [66].
Les mesures sont réalisées le plus souvent en coïncidence avec des détecteurs de particules.
Diverses bandes de fréquences sont étudiées, des plus basses vers 1 MHz jusqu’au plus hautes à 3 GHz. L’objectif principal de la communauté est de déterminer lequel des mécanismes d’émission est à l’origine du champ mesuré.
Dans le cas d’un effet géomagnétique, le facteur sin β qui doit pondérer l’amplitude du transitoire détecté doit aussi induire une dissymétrie dans la répartition des directions d’arrivée des gerbes détectées. En effet, pour une zone géographique donnée, et le B qui lui est associé, les gerbes arrivant de façon colinéaire à B ne seront pas détectées tandis que celle arrivant de façon orthogonale le seront. Cette asymétrie semble avoir été relevée dans une majorité des expériences (Fig 3.2), le consensus se fait donc sur un effet géomagnétique pour les fréquences inférieures à 40 MHz. Au dessus de cette valeur, l’effet est moins marqué mais reste tout de même dominant. La contribution d’autres phénomènes n’est cependant à aucun moment exclue.
La cohérence de l’onde émise par la gerbe atmosphérique constitue l’autre enjeu de la problématique. En effet, comme nous l’avons vu au début de ce chapitre, c’est elle qui va conditionner l’amplitude du champ électrique. S’il y a cohérence, ce sont les amplitudes du champ électrique qui vont s’additionner de sorte que, pour NP particules dans une gerbe atmosphérique, la puissance reçue par un détecteur sera proportionnelle à N 2 P et la tensionà NP. En revanche, s’il n’y a pas cohérence, ce sont les carrés du champ électrique qui se somment, la puissance reçue varie alors seulement en NP et la tension en √ NP , diminuant d’autant la possibilité de mesurer le signal. La connaissance du degré de cohérence permet aussi de comprendre comment remonter à l’énergie EP du primaire qui a engendré la gerbe atmosphérique (NP ∝ EP ). L’approche expérimentale la plus évidente pour vérifier la cohérence du champ électrique consiste à mettre en coïncidence un réseau d’antennes avec un réseau de détecteurs de particules. Le premier permet de mesurer le champ électrique et le second permet d’estimer l’énergie du primaire. Malheureusement, les fluctuations gerbe à gerbe ainsi que certaines autres erreurs systématiques ont rendu difficile la mesure. La figure 3.3 montre les résultats contradictoires obtenus sur ce point par 2 expériences différentes et publiés la même année. La technologie de l’époque peut être largement mise en cause pour ce manque de résultats car elle n’offrait ni la rapidité ni la largeur en terme de bande de fréquence adaptée à la mesure de signaux aussi rapides.

Le système de déclenchement

L’acquisition de l’instrument est gérée par un réseau de 4 détecteurs de particules fournis par le Laboratoire de l’Accélérateur Linéaire (LAL, Orsay). Ces détecteurs étaient des prototypes tests pour l’Observatoire Pierre Auger [76] auxquels ont été préférées les cuves à eau Čerenkov entre autres pour des raisons d’acceptance aux grands angles zénithaux. Ils utilisent chacun 2 couches de scintillateur acrylique superposées d’une surface individuelle de 2.3 m 2 et de 2 cm d’épaisseur. Chacune de ces couches plastiques est lue par un tube photo multiplicateur (PM) placé en son centre. Ces 2 couches superposées permettent de réaliser un premier test de coïncidence dans un intervalle de temps de 60 ns pour réduire le taux de déclenchement d’une station à 200 Hz. La distance maximale entre 2 scintillateurs est de 128 m, soit un intervalle de temps maximal ∆t = 427 ns pour une gerbe horizontale pour couvrir l’intégralité du réseau à c. Le déclenchement de l’acquisition est donc réalisé lorsque les 4 stations du réseau déclenchent dans une fenêtre de temps de 600 ns. Le taux de triggerobtenu est de 1.1 évènements par minute (evt/min).
Trois aspects limitant du réseau de détecteurs de particules doivent être mentionnés ici.
Tout d’abord, un réseau de 4 détecteurs de particules ne permet pas de vérifier la centralité du coeur de gerbe sur le dispositif. Il est donc difficile de fournir une estimation correcte sur l’énergie ou même simplement de la densité de particules dans la galette détectée. Ensuite, les amplificateurs installés sur les lignes de signaux présentent des non-linéarités importantes dans leur zone de fonctionnement qu’il était difficile de calibrer, ce qui interdit toute interprétation de la charge déposée dans les plastiques en termes d’énergie déposée. Enfin, l’efficacité de collecte de la lumière en fonction du point d’impact de la particule sur le scintillateur (qui présente une surface importante) est loin d’être uniforme. La fonction du réseau est donc réduite à fournir une information limitée sur les gerbes : il valide leur présence et permet de reconstruire leur direction d’arrivée.

L’estimation du seuil en énergie de détection radio

A l’issue de l’analyse précédente, nous avons identifié 111 évènements pour lesquels un champ électrique associé au passage d’une gerbe a été détecté, soit un taux de comptage moyen de 1.1 évènement par jour. Nous avons essayé d’estimer l’énergie seuil de détection radio des rayons cosmiques de façon statistique. Pour ce faire, nous nous sommes placés dans l’hypothèse d’une acceptance du réseau d’antenne égale à celle du détecteur de particules. En fait, l’acceptance des antennes est principalement régie par leur diagramme de rayonnement, mais l’acquisition étant déclenchée par le détecteur de particules, l’acceptance du système est principalement conditionné par celle du détecteur de particules. L’estimation de l’énergie seuil du trigger décrite en 4.1.4 donne un seuil de 1.6 × 10 15 eV. Pendant la période d’observation, nous avons disposé de Ntrig = 160 545 gerbes détectées par le trigger et Nradio = 111 évènements détectés en radio. L’énergie variant comme l’inverse de la racine carré du taux de comptage : une variation du taux de comptage ∆N = Nradio/N triginduit une variation sur l’énergie ∆E = 1/ √∆N , soit pour l’énergie seuil moyenne de détection de la radio avec CODALEMA.

Table des matières
1 Introduction
2 La problématique des rayons cosmiques
2.1 Le spectre des cosmiques
2.1.1 Les basses énergies
2.1.2 Les énergies intermédiaires
2.1.3 Le genou
2.1.4 La cheville
2.1.5 Une limite supérieure du spectre des cosmiques
2.1.6 Le statut actuel
2.2 Les grandes gerbes atmosphériques
2.2.1 Les propriétés et le développement
2.2.2 Le Modèle de Heitler
2.2.3 Le réseau de surface
2.2.4 La fluorescence
2.3 Les enjeux de la détection radio
3 Le champ électrique associé aux gerbes 
3.1 Les résultats jusqu’aux années
3.1.1 L’effet Askaryan
3.1.2 L’effet du champ géomagnétique
3.1.3 Les résultats expérimentaux
3.2 Les nouvelles interprétations
3.2.1 L’approche analytique
3.2.2 L’approche microscopique et l’émission géosynchrotron
3.2.3 L’approche macroscopique
3.3 La définition d’un démonstrateur
3.3.1 Le domaine d’énergie pour l’observation
3.3.3 L’antenne
3.3.4 La qualité radio fréquence du site
3.3.5 La stratégie de détection
4 L’expérience CODALEMA à Nançay : la détection 
4.1 L’instrument CODALEMA
4.1.1 Rappel sur les grandeurs spectrales
4.1.2 La qualité du ciel sur le site de Nançay
4.1.3 Le radio-détecteur
4.1.4 Le système de déclenchement
4.1.5 Le système d’acquisition
4.2 La mise en évidence d’un signal radio transitoire
4.2.1 Le filtrage numérique
4.2.2 L’étiquetage des transitoires
4.2.3 Les coïncidences de transitoires entre les antennes
4.2.4 La reconstruction de la direction d’arrivée du front d’onde
5 L’expérience CODALEMA à Nançay : les premiers résultats 
5.1 Les performances de l’instrument
5.1.1 L’étalonnage en champ électrique des antennes
5.1.2 L’estimation de la résolution angulaire
5.2 L’étiquetage radio des gerbes
5.2.1 La coïncidence temporelle et angulaire
5.2.2 L’estimation du seuil en énergie de détection radio
5.2.3 L’acceptance angulaire de la radio
5.3 La topologie du champ électrique
5.3.1 L’empreinte radio des évènements gerbes
5.3.2 Le profil du champ électrique
5.3.3 La détermination du coeur de gerbe
5.3.4 L’étude des paramètres d0 et E0
6 Radio@AUGER 
6.1 Les motivations
6.2 Les spécifications pour l’expérience test
6.2.1 L’Observatoire Pierre Auger Sud
6.2.2 Le site d’implantation et le maillage du réseau d’antennes
6.2.3 Le choix de déclenchement des antennes
6.3 Le dispositif expérimental RAuger
6.3.1 L’antenne
6.3.2 La numérisation des signaux
6.3.3 La carte trigger
6.3.4 L’informatique embarquée
6.3.5 Le PC central et la transmission des données
6.3.6 Le système d’alimentation
6.3.7 La station élémentaire assemblée
6.4 La mise en fonctionnement de l’expérience
6.4.1 Le spectre radio sur le site
6.4.2 Le déploiement sur site des détecteurs
6.4.3 Les problèmes rencontrés
6.4.4 Les premiers résultats
7 Conclusion 
A Les antennes
A.1 Généralités sur les antennes
A.2 Les antennes log-périodique du Réseau Décamétrique
A.3 Le dipôle court actif
B Publications