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.

1. Radiodétection des rayons
cosmiques d’ultra hautes énergies
Rebai Ahmed
Équipe Astroparticule
Subatech
Nantes
0

2. Plan
La radiodétection : motivations et principe de
détection
Etat d’avancement
Corrélation entre énergie de primaire et le champs
électrique
Reconstruction des rayons de courbures avec
l’observable radio
Conclusion et Perspectives
1

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. Détection des UHECR par la radio (La théorie)
L’histoire a commencé avec un savant russe Gurgen
Askaryan
En 1962: émission cohérente d’un
rayonnement Cerenkov dans le
domaine radio résultant d’une
asymétrie de charge (dans la
Champ
composante électromagnétique) magnétique
dans un milieu diélectrique. terrestre ~0.3
Prédit la possibilité de détection des gauss
gerbes issues des UHECR (E>1016
eV) qui interagit dans une cible de Le f
ron
t
grand volume (glace de ger de la
e ± ~ be
l’antarctique). 50 M
e V
En 2000: L’effet Askaryan vérifié
expérimentalement par des
mesures sur accélérateurs dans
différent milieu pierres, sel et glace.
Émission d’un champ
électrique cohérant
2

5. Année Théorie Expérience
1962 Askaryan : Cerenkov des électrons
1965 Kahn et Lerche : excès de charge,
courant transverse (dominant) et dipôle
Jelley, premières mesures d’impulsions radio
en coïncidence avec des compteurs Geiger
1970 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, Lopes
2005 Duvernois, Cai, Klechner : émission
radiative des particules chargées
Codalema, Lopes
2007 Scholten, Werner : courant transverse
Meyer, Lécacheux, Ardouin : champ
Codalema, Lopes, RAuger
coulombien boosté & Cerenkov
2008
2009 Hugue : REAS2 Codalema (phénoménologie : vXB), Lopes,
RAuger, AERA
2010 Hugue : REAS3, SELFAS1, ……. Codalema (corrélation entre Eν et Ep … )
Lopes (confirmation de la corrélation)
3

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 radio
Un 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. Mais pourquoi exactement Nançay ?
5

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. Mais il y a aussi des …..
7

10. Observatoire Radio-astronomique de
Nançay
Radio Telescope Réseau décamétrique
Radio héliographe Lofar
8

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
MHz
A Nançay la bande est relativement propre de pollution entre 23
Mhz et 83 Mhzcondition de détection favorable pour optimiser le
rapport signal sur le bruit
Dans une ville cette bande est occupéecondition défavorable
9

12. la recherche des transitoires
Transient 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. La Collaboration CODALEMA
COsmic ray Detection Array with Logarithmic Electro Magnetic Antennas
CODALEMA : 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. Codalema VS LHC
19

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. Le réseau des scintillateur
:
stations qui couvrent une surface de 340 x 340 m 2 avec
n 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. 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 événements
internes
φ
dN/dθ
dN/d
θ (°) φ(°)
15

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
uniforme
Aquisition des données
- 12 bits ADC (MATAQ )
- Sampling: 1 Gs/s
23

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. 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) 450
Une 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. North Emission Mechanism
=>Detection at threshold correlated t
arrival directions
=>GEOMAGNETIC EFFECT
Geomagnetic field
E-W polarization
CODALEMA 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. 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. Estimation de rayon de courbure avec
l’observable radio
19

24. Motivations(1/2)
La nature des UHECR est l’une des mystères de l’astroparticules
moderne.
L’identification de la primaire est très important pour comprendre les
origines des UHECR.
Les gerbes atmosphériques induites par des photons et des neutrinos
(les scénarios top-down ont des signatures clairs)
20

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. 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. Réponse à la première question
Méthode 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 ) = 0
première 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 2
temps théoriques tth sur chaque antennes Ux + Uy + Uz
tth – t0 = le retard attendu
On calcule le retard expérimental = tps – t0 tth = d
c
n
On 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 plan
Cas 2 : la courbe ne rassemble pas à une droite  nouvelle physique
23

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. 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 « An
investigation of the robustness of the nonlinear least-squares sphere fitting method
to small segment angle surfaces»
Les conditions de l’expérience Codalema se situe
dans les mêmes conditions citées dans l’article 25

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 ) O
Passage de 4 inconnues à 2 inconnues en profitant de la résolution angulaire de réseau
d’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. Simulation et test de code de
reconstruction
27

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. R=1km,Θ=45,σ=0ns R=1km,Θ=45,σ=50ns
29

34. R=15 km,Θ=45,σ=0ns R=15 km,Θ=45,σ=2ns
30

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. Conclusion

37. Astrophysique Radioastronomie
Recherche des sources Approche basé sur l’hypothèse
astrophysiques de stationnarité de
cielintégration du signal sur
Faire 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 et
Utilisation des techniques et des physique de
concepts issues de cette physique
: analyse de forme de signal, l’atmosphère
générateurs d’événements
basées sur des extrapolations
issues du domaine du GeV

38. Evolution of the
sensor concepts
from 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 = 1.40m
Antennas (2005)
Circular polarization
Diameter = 5m 3KE/station
Heigh = 6m

39. Back up

40. Développements Antennes-LNA
* RBW 1 kHz
VBW 10 kHz
Ref -31 dBm * Att 5 dB SWT 150 s
*
-40 FWHM A
1 RM *
ADC+AMP.+Dip.
VIEW -50
2 RM *
VIEW -60
3 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 MHz
Date: 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. Perspectives of radiodetection in 2010
Depuis 2001
@Nançay & @FZK
CODALEMA & LOPES
UHECR ~1017 eV
2007@ARAGATS
LPTA Montpellier 2006@AUGER
γ ≤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. Station autonome de
Radiodétection
CODALEMA @ AUGER
+ AERA (150 stations
autonmes sur 20 km2)
CLF

43. Une recherche des bonnes conditions
optimales + d’infrastructures
disponibles
La bande AM est saturée partout dans le monde : à cause de la guide
d’onde naturelle constituée par la surface de la terre et l’ionosphère
Observatoire de
Nançay
17

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. Interprétations des nouvelles observations
Décalage des
pieds de gerbe
radio vers
l’Est ???
Topologie du champ
électrique à courte
distance ???

46. Vérification de la fonction χ2 Chi-square
La fonction χ2 admet un minimum global
Le minimum n’est pas très marqué
L’utilisation d’un bon code de minimisation pour l’identifier «Lenvenberg
Marquardt» par exemple
36

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. 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. Spectre de rayons cosmiques(1/2)
Dans Codalema on s’intéresse à cet
région
3

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. 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 effet
Cerenkov ...)
•Détection: un sous ensemble des particules secondaires (au sol) + Mesure du
profile 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 modèles
hadroniques avec des contraintes aux basses énergies par la physique des
particules auprès des accélérateurs).
6

52. Techniques de détections des UHECR(2/2)
Détection des fluorescences
•Mesure calorimétrique de l’énergie comme une fonction de profondeur parcourue dans
l’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. 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. 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. 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 di
χ2= ∑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. 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
uniforme
Aquisition des données
- 12 bits ADC (MATAQ )
- Sampling: 1 Gs/s
23