Outreach

   Sommaire

Les rayons cosmiques en bref

L’Observatoire Pierre Auger

Bases de données

Exploitation des données

Les rayons cosmiques en bref

Les rayons cosmiques sont telle une pluie venue de l’espace, tombant en continu sur Terre. Ils sont principalement les noyaux des éléments communs, de l’hydrogène à l’uranium, et possèdent des énergies s’étendant d’environ 1 GeV (109 eV) à plus de 100 EeV (1020 eV).
A leurs plus hautes énergies, les rayons cosmiques ont une vitesse proche de la vitesse de la lumière et sont plus de dix millions de fois plus énergétiques que tout ce que l’Homme a jamais produit, même au sein du plus grand et puissant accélérateur de particules construit au CERN, le Grand Collisionneur de Hadrons (ou Large Hadron Collider, ( LHC ), en anglais).
Les rayons cosmiques ont été découverts en 1912, et ont permis dans les années 1930 et 1940 la découverte de particules élémentaires, donnant ainsi accès à la nature même du monde subatomique bien avant l’invention des accélérateurs de particules à haute énergie. Leur étude a ainsi conduit à la mise en évidence de nombreuses particules, certaines prédites par la théorie, comme le positron (la première particule d'antimatière) et d’autres inattendues, comme le kaon ou le muon.

Unité d’énergie en physique des particules

Un électron volt (eV) correspond à la quantité d’énergie cinétique acquise par un électron au repos, accéléré par une différence de potentiel d’un volt dans le vide.
1 eV = 1.6 x 10-19 J
1 GeV = 109 eV
1 TeV = 1012 eV
1 PeV = 1015 eV
1 EeV = 1018 eV
L’énergie cinétique d’un moustique est ~1 TeV

Spectre de toutes les particules

Tandis qu’à leurs plus basses énergies, les rayons cosmiques sont produits au sein de notre système solaire par des événements violents survenant à la surface du Soleil (éruptions solaires et éjections de masse coronale), aux plus hautes énergies leur origine est bien plus lointaine. De plus, à mesure que leur énergie augmente, leur origine dans l’Univers évolue, passant de notre Galaxie à d'autres galaxies. Certains rayons cosmiques seraient donc produits grâce aux ondes de choc générées à la suite d’explosions d’étoiles, aussi appelées supernovae. Aux plus hautes énergies, les sources des rayons cosmiques sont à chercher auprès d’objets extragalactiques phénoménaux, les plus lumineux de l’Univers, comme les trous noirs supermassifs, sursauts gamma ou galaxies à flambée d’étoiles, qui peuvent porter les rayons cosmiques à de telles énergies.
Aujourd’hui encore, les scientifiques traquent les origines des rayons cosmiques. Pour cela, différents types d’instruments sont utilisés selon l’intervalle en énergie considéré. Si l’on représente le flux des rayons cosmiques (i.e., le nombre de rayons cosmiques par unité de surface, d’angle solide, de temps et d’énergie), comme illustrée sur la figure 1 par la ligne bleue, on se rend compte de sa décroissance brutale lorsque l’énergie augmente. Ainsi les rayons cosmiques de basse énergie (bandes jaunes et bleues) peuvent être observés directement par l’envoi de ballons flottants à haute alitude ou de satellites, au-dessus de l’atmosphère terrestre. Cependant aux plus hautes énergies (bande violette et au-delà), étant donné le très faible flux, une détection directe n’est plus envisageable et l’atmosphère est alors exploitée pour permettre l’observation des rayons cosmiques. Cette observation désormais indirecte consiste en la détection des particules constituant une gerbe atmosphérique qu’un rayon cosmique produit dans l’atmosphère terrestre.

Bestiaire des particules

Un photon est la plus petite quantité discrète de rayonnement électromagnétique. C’est l’unité de base de toute lumière.
Un électron, e-, est une particule subatomique chargée négativement. Il peut être libre (non lié à un atome) ou lié au noyau d’un atome.
Un positron, e+, est le pendant antimatière de l’électron. Il possède la même masse que l’électron mais est chargé positivement. Lorsqu’un positron entre en collision avec un électron, il y a annihilation. Si cette collision se produit à basse énergie, deux photons sont produits.
Un muon, μ, est une particule élémentaire, comme l’électron mais 200 fois plus lourd et peut être chargé positivement ou négativement. Contrairement à l’électron, il est instable et se désintègre en d’autres particules. Au repos, sa durée de vie moyenne est de ~2 μs.
Un pion, π, est une combinaison de quarks et d’antiquarks up et down, les formes les plus basiques de la matière constituant les éléments plus lourds. Les pions peuvent être positifs, négatifs ou neutres et possèdent une masse 270 fois plus grande que celle de l’électron. Les pions chargés se désintègrent généralement en muons et neutrinos du muon, tandis que les pions neutres se désintègrent généralement en deux photons de haute énergie.
Au repos, la durée de vie est de ~26 ns pour les pions chargés et 8.4 × 10-17 s pour les pions neutres.

Les gerbes atmosphériques en bref

Une gerbe atmosphérique est initiée lorsqu’un rayon cosmique entre en collision avec un noyau d’oxygène ou d’azote en haute altitude. Une variété de particules est alors créée : certaines sont des fragments de noyaux et d’autres des particules moins familières, appelées mésons, telles les pions et les kaons. Ce ne sont pas des composants de la matière auxquels nous avons habituellement affaire : ils sont instables et ne vivent que brièvement. Lorsqu’ils se désintègrent, d’autres particules sont générées comme des muons, des neutrinos et des photons.

Image d’une cascade de particules, ou gerbe, observée dans une chambre à brouillard à 3027 m d’altitude. L’aire de la chambre est de 0,5 x 0,3 2 et les absorbeurs de plomb ont une épaisseur de 13 mm chacun [Fretter, 1949].

Ces derniers produisent des électrons et des anti-électrons (ou positrons). Ceux-ci émettent à leur tour des photons qui produisent plus d’électrons (et de positrons), et ainsi de suite. Une cascade se développe alors que ce processus se répète dans l’atmosphère sur plusieurs générations. Le nombre de particules n’a de cesse de croître jusqu’au moment où l’énergie des électrons et positrons secondaires est trop faible pour que les cascades se développent davantage. C’est à ce moment que le nombre de particules dans la gerbe est maximal, avant de commencer à diminuer. Un exemple de cascade est présenté sur la figure ci-contre, où les fines lignes blanches sont les traces des particules. Sur cette figure, la trace entrante est celle d’un proton possédant une énergie d’environ 10 GeV et produisant une gerbe de particules à la suite de collisions avec des noyaux de plomb dans les différentes couches visibles sous forme de bandes noires horizontales. La gerbe commence à s’estomper après le passage de la cinquième couche suivant la première collision. Les particules sont ici visualisées à l’aide d’un instrument, appelé “chambre à brouillard de Wilson” où l'alcool évaporé se condense autour des ions laissés dans le gaz de la chambre par les particules chargées de la gerbe. Les cascades de rayons cosmiques sont similaires, bien que beaucoup plus riches en particules et de dimensions beaucoup plus grandes. Dans la chambre à brouillard, l’extension latérale de la gerbe s’étend sur une surface de quelques centimètres carrés, tandis que dans l’atmosphère, elle varie de quelques dizaines de mètres à quelques dizaines de kilomètres selon l’énergie du rayon cosmique initiateur. La dispersion de la gerbe est dûe, d’une part à la diffusion des électrons et des photons lorsqu’ils traversent l’atmosphère et, d’autre part, à l’émission de pions et de muons à des angles différents de la direction de propagation de la particule parente initiant la collision. L’atmosphère sert ainsi à amplifier le nombre de particules et à les répartir sur une grande surface de telle sorte que la gerbe puisse être observée depuis le sol grâce à l’utilisation de seulement quelques détecteurs placés stratégiquement. Les particules de la gerbe se déplacent vers le sol en formant un disque, véritable assiette géante, le nombre de particules diminuant fortement de la région centrale vers les bords du disque. Ce disque de particules est épais de quelques mètres au centre et peut atteindre des centaines de mètres d’épaisseur lorsqu’on s’éloigne du centre. La vidéo présentée ci-dessous illustre une vue d’artiste du développement d’une gerbe atmosphérique jusqu’à ce que ses particules atteignent un réseau de détecteurs au sol.
Bien que ces détecteurs ne capturent qu’une fraction du nombre total de particules de la gerbe et à un seul stade du développement de celle-ci, il est possible de reconstruire la forme et la taille de la gerbe et, à partir de ces données de remonter au caractéristiques, comme la direction d’arrivée et l’énergie, du rayon cosmique primaire. A noter que les particules de la gerbe émettent également lors de leur propagation dans l’atmosphère une faible lumière par rayonnement Tcherenkov ou de fluorescence. Les gerbes atmosphériques peuvent également générer des impulsions détectables de rayonnement électromagnétique aux fréquences radio via leur interaction avec le champ magnétique de la Terre. Afin d'affiner le processus de reconstruction de la gerbe, les chercheurs utilisent donc souvent, en plus des réseaux de détecteurs de particules, des réseaux de miroirs et de photo-capteurs pour “photographier” le passage du sillage légèrement lumineux de la gerbe, ainsi que des réseaux d'antennes radio pour “écouter” les signaux radio des cascades.

L’Observatoire Pierre Auger


Situé dans la vaste plaine connue sous le nom de Pampa Amarilla (pampa jaune) dans l’ouest de l’Argentine, l’Observatoire Pierre Auger étudie les rayons cosmiques les plus énergétiques mais aussi les plus rares.

Ceux possédant des énergies supérieures à 1020 eV (soit l’équivalent de l’énergie cinétique d’une balle de tennis voyageant à 85 kilomètres par heure réduite à la taille d’un noyau !), ont un taux d’arrivée inférieur à 1 particule par kilomètre carré par siècle ! Afin d’enregistrer un grand nombre de ces événements exceptionnels, l’Observatoire Pierre Auger couvre une superficie d’environ 3000 km2, soit la taille de l'État de Rhode Island aux États-Unis, ou un peu plus que le pays du Luxembourg. Cela en fait le plus grand détecteur de rayons cosmiques au monde. Si vous souhaitez comparer la zone couverte par l’Observatoire avec une région qui vous est plus familière, vous pouvez la superposer au lieu de votre choix en utilisant la version dédiée de Google Maps présentée ci-contre. .
Plus les énergies des rayons cosmiques sont élevées, plus les dimensions des gerbes atmosphériques qu'ils initient sont grandes. Pour vous donner une idée, l’empreinte au sol d’une gerbe générée par un rayon cosmique avec une énergie de 1019 eV ouvre une surface de 10 km2, soit une superficie 250 fois plus étendue qu’un stade de football aux dimensions internationales. Détecter de telles gerbes atmosphériques est possible à l’aide de détecteurs séparés par de grandes distances : à l’Observatoire Pierre Auger, 1600 détecteurs sont répartis sur un réseau triangulaire dont le pas est de 1,5 km. Un exemple de détecteur est illustré sur la photographie ci-dessous, sur laquelle la Cordillère des Andes apparaît en arrière-plan.

Un détecteur du réseau de surface.


Chaque détecteur est constitué d’une cuve contenant 12000 litres d’eau et dont l’intérieur est complètement plongé dans le noir. La vidéo ci-dessous présente une vue artistique de ce qui se produit lorsque des particules chargées d’une gerbe atmosphérique traversent le détecteur. Puisque ces particules se déplacent à une vitesse supérieure à celle de la lumière dans l’eau, elles produisent une lumière Tcherenkov qui est ensuite collectée par les trois photo-capteurs, placés en haut du détecteur et observant le volume d’eau. La lumière est alors convertie en un signal numérique à l’aide d’un système électronique installé au-dessus du réservoir et alimenté grâce à des panneaux solaires. Si au moins trois cuves sont traversées par les particules d’une gerbe atmosphérique, les signaux numériques contenant les détails sur les temps d’arrivée et les tailles des signaux sont transmis par une liaison radio au centre de données situé dans la ville voisine de Malargüe.

Pierre Victor Auger

Pierre Victor Auger (14 Mai 1899 - 25 Décembre 1993) est un physicien français né à Paris. Il a travaillé en physique atomique, physique nucléaire et physique des rayons cosmiques et a joué un rôle important dans la création de l’UNESCO et du CERN. Il est notamment connu comme l’un des participants à la découverte de l’effet Auger. Dans ses travaux sur les rayons cosmiques, Pierre Auger a approfondi de précédents travaux réalisés en Allemagne, permettant ainsi la découverte de coïncidences entre plusieurs détecteurs Geiger bien que ceux-ci soient séparés par plus de 300 m. De telles coïncidences l’ont amené à conclure que l’énergie de la particule primaire (qu’il pensait être des électrons) était d’environ 1015 eV. [Rev. Mod. Phys. 11, 288 –1939].

Certaines gerbes atmosphériques peuvent traverser plusieurs dizaines de cuves en même temps ! Un tel événement est présenté sur la carte de l’Observatoire, sur laquelle l’arrangement des détecteurs est visible, chaque point représentant un détecteur. Les points colorés correspondent aux détecteurs qui ont été touchés par les particules de la gerbe atmosphérique. Les trous observables sur la carte sont les conséquences de la topographie du terrain ou encore des difficultés rencontrées avec les propriétaires des différents terrains. La ville de Malargüe, où est situé le siège de l’Observatoire, est également indiquée sur cette carte. Les quatre carrés à chaque bord du réseau sont quatre bâtiments (Los Leones, Coihueco, Loma Amarilla et Los Morados), comprenant chacun six télescopes qui, pendant les nuits noires et dégagées, observent la lumière de fluorescence produite dans l’atmosphère par la gerbe.

Carte de l’Observatoire Pierre Auger et empreinte d’une gerbe atmosphérique touchant plusieurs stations du réseau de surface (voir texte).

Lumière Tcherenkov et de fluorescence.

Le physicien russe, Pavel Tcherenkov a découvert en 1934 que le passage d’une particule dans un milieu diélectrique à une vitesse supérieure à la vitesse de la lumière dans ce milieu, génère un spectre continu de lumière le long de sa trajectoire. Une analogie acoustique est l’onde sonore produite lorsqu’un avion dépasse le mur du son, volant ainsi à une vitesse supérieure à la vitesse du son dans l’air. Les détecteurs utilisés pour le réseau de surface de l’Observatoire Pierre Auger exploitent l’effet Tcherenkov dans l’eau où quelque 250 photons par centimètres sont émis à une longueur d’onde du visible (lumière bleue). La fluorescence consiste en l’émission d’une lumière par un matériau qui a auparavant absorbé un autre rayonnement électromagnétique. Les particules chargées d’une gerbe atmosphérique interagissent avec les molécules d’azote ou d’oxygène de l’air, causant l’émission d’une lumière ultraviolette. Contrairement à l’effet Tcherenkov, l’émission de fluorescence est isotrope et rend possible une détection à grande distance. La détection reste cependant difficile puisque détecter à 15 km, une gerbe atmosphérique dont l’énergie du rayon cosmique est d’environ 3 x 18 eV, revient à essayer de voir une ampoule de 5 Watts se déplaçant à la vitesse de la lumière à cette distance.

Caméra d’un télescope de fluorescence.

Détection de la lumière des rayons cosmiques

Les deux instruments principaux de l’Observatoire Pierre Auger exploitent la détection de lumière produite par les particules des gerbes atmosphériques : la lumière Tcherenkov produite dans les cuves d’eau et la lumière de fluorescence détectée par les télescopes. Pour observer cette lumière, ces deux instruments utilisent des tubes photomultiplicateurs. Ces photo-capteurs reposent sur l’effet photoélectrique, c’est-à-dire que des électrons sont émis lorsqu’une lumière éclaire un matériau. Les tubes photomultiplicateurs présentent également une réponse rapide et une grande sensibilité aux éclats de lumières comme ceux produits par le passage d’une gerbe atmosphérique. Une électronique rapide convertit ensuite le courant électrique créé par les tubes photomultiplicateurs en signal numérique plus facile à traiter et stocker.
La vidéo ci-dessous présente une vue artistique de ce qui se passe lors du passage d’une gerbe atmosphérique dans le champ de vue d’un télescope. La lumière de fluorescence produite pénètre le bâtiment à travers une fenêtre et est réfléchie par un miroir de 10 m2 sur une caméra constituée de 440 photo-capteurs. Cette lumière illumine successivement plusieurs photo-capteurs formant l’image d’une ligne sur la caméra
L’Observatoire dispose également d’une batterie d’instruments utilisés afin de surveiller l’état de l’atmosphère. Des stations météorologiques et des caméras pour les nuages sont situées au sommet de chaque bâtiment de fluorescence. Des lasers sont également déployés près de chaque bâtiment ainsi qu’au centre du réseau : ils sont utilisés pour envoyer dans l’atmosphère des faisceaux qui peuvent être observés par les différents télescopes permettant de vérifier la réponse des télescopes.


Bien que l'Observatoire Pierre Auger ait été conçu pour détecter les rayons cosmiques aux plus hautes énergies, la mesure de rayons cosmiques à des énergies plus faibles est également possible en comptant toutes les particules atteignant un détecteur de surface. La plupart de ces événements détectés à l’aide d’un unique détecteur sont le résultat de particules solitaires, restes de gerbes atmosphériques générées par des rayons cosmiques possédant des énergies comprises entre 1010 eV and 1012 eV. Puisqu’à ces énergies, le flux de rayons cosmiques observé sur Terre est modulé par l’activité solaire, l’Observatoire est donc utile à l’étude de la météo spatiale, c’est-à-dire l’étude des phénomènes se produisant dans l’espace entourant la Terre et influencés par les variabilités horaires et annuelles du Soleil.
L’Observatoire est situé à une altitude moyenne de 1400 m, entre les latitudes de 35,0°S et 35,3°S et entre les longitudes de 69,0°W et 69,4°W. La prise de données a commencé le 1er Janvier 2004 avec 154 détecteurs de surface et un bâtiment de fluorescence opérationnels. Le déploiement a été complété en Juin 2008 et le fonctionnement est continu depuis cette date. L’Observatoire est opéré par une collaboration de plus de 400 scientifiques, ingénieurs, techniciens et étudiants issus de plus de 90 institutions dans 18 pays. Vous pouvez trouver plus d’informations sur l’Observatoire et sa collaboration sur ce site.

Bases de données

Les données publiques de l’Observatoire Pierre Auger consistent en trois différentes bases de données. Les données sur les rayons cosmiques comptent 25086 gerbes atmosphériques mesurées par le détecteur de surface (événements SD) et 3156 événements hybrides, correspondant à des gerbes atmosphériques mesurées simultanément par le détecteur de fluorescence (FD). Les données atmosphériques consistent en la mesure de la température, de la pression, du taux d’humidité et de la vitesse du vent par les stations météorologiques déployées sur le site de l’Observatoire. Les données de comptage consistent en plus de 1015 événements mesurés en utilisant les détecteurs comme des compteurs de particules, c’est-à-dire en comptant chaque seconde, les particules qui atteignent chacun des 1600 détecteurs du réseau de surface. Vous pouvez manipuler toutes ces données dans la partie 'Exploration des données' .

Pour la première fois, des animations 2-D au ralenti de l'évolution des fronts lumineux produits par une classe spéciale de phénomènes ionosphériques appelés ELVES sont disponibles.

Toutes les données publiées par l’Observatoire ont un unique identifiant DOI que vous êtes priés de citer dans toutes utilisations ou publications. L’identifiant DOI des bases de données est 10.5281/zenodo.4487612. La collaboration Auger ne cautionne aucun travail, scientifique ou autre, produit à l’aide de ces données, même s’il est disponible ou lié à ce portail.

La base de données sur les rayons cosmiques constitue 10% de tous les événements mesurés par l’Observatoire Pierre Auger, passant tous les critères de sélection de haute qualité utilisés par la Collaboration Auger pour ses publications scientifiques. Les mesures ont été effectuées entre Janvier 2004 et Août 2018 pour les événements SD, et entre Janvier 2004 et Décembre 2017 pour les événements hybrides.

Téléchargement du fichier de synthèse . Ce fichier comprend les caractéristiques des gerbes atmosphériques mesurées comme l’énergie et la direction d’arrivée des rayons cosmiques, reconstruites par les algorithmes utilisés par la Collaboration Auger. Une description de la procédure de reconstruction d’une gerbe atmosphérique est donnée ci-dessous.

Explorer le contenu du fichier
Variable Description
idevent identification number: YYDDDSSSSSXX
- YY : last 2 digits of year
- DDD : day number between 1 and 366
- SSSSS: second of the current DAY between 0 and 86399
- XX : order of the event at the current second
Time is expressed in UTC+12h., i.e., the day starting at noon
gpstimeGPS time
sdStandard
[0,1]		1: event is used in standard SD analysis
hdSpectrum
[0,1]		1: event used for hybrid energy spectrum analysis
hdCalib
[0,1]		1: event used for hybrid energy calibration analysis
hdXmax
[0,1]		1: event used for hybrid Xmax analysis
multiEye
[0,1]		1: a multi-eye event
sd_gpsnanotime [ns]The GPS time of the event within its GPS second
sd_theta
[deg]		Zenith angle
sd_dtheta
[deg]		Uncertainty in the zenith angle
sd_phi
[deg]		Azimuth angle
sd_dphi
[deg]		Uncertainty in the azimuth angle
sd_energy
[EeV]		Energy
sd_denergy
[EeV]		Uncertainty in the energy
sd_l,sd_b
[deg]		Galactic longitude and latitude
sd_ra,sd_dec
[deg]		Right ascension and declination
sd_x,sd_y,sd_z
[m]		Coordinate of the shower core (site coordinates system)
dx,dy
[m]		Uncertainty in the coordinates of the shower core (site coordinates system)
sd_easting,sd_northing,sd_altitude
[m]		Eastward-,northward-coordinate and altitude of the shower core (UTM coordinates system)
sd_R
[m]		Radius of curvature of the shower
sd_dR
[m]		Uncertainty in the radius of curvature of the shower
sd_s1000
[VEM]		Expected signal at 1000 m from the core, S(1000), used as estimator of the energy
sd_ds1000
[VEM]		Uncertainty in S(1000)
sd_s38
[VEM]		Signal produced at 1000 m by a shower with a zenith angle of 38 deg
sd_gcorr
[%]		Geomagnetic correction to S(1000)
sd_wcorr
[%]		Weather correction to S(1000)
sd_beta,sd_gammaSlope parameters of the fitted LDF
sd_chi2Chi-square value of the LDF fit
sd_ndfNumber of degrees of freedom in the LDF fit
sd_geochi2Chi-square value of the geometric fit
sd_geondfNumber of degrees of freedom in the geometric fit
sd_nbstatNumber of triggered stations used in reconstruction
fd_gpsnanotime [ns]The GPS time of the event within its GPS second
fd_hdSpectrumEye
[0,1]		1: Eye used for the spectrum analysis
fd_hdCalibEye
[0,1]		1: Eye used for energy calibration analysis
fd_hdXmaxEye
[0,1]		1: Eye used for Xmax analysis
fd_theta, phi
[deg]		The zenith and azimuth angles
fd_dtheta, dphi
[deg]		Uncertainties in zenith and azimuth angles
fd_l, fd_b
[deg]		Galactic longitude and latitude of the event
fd_ra, fd_dec
[deg]		Right ascension and declination of the event
fd_totalEnergy
[EeV]		Total energy of the primary particle initiating the event
fd_dtotalEnergy
[EeV]		Uncertainty in the total energy of the event
fd_calEnergy
[EeV]		Calorimetric energy of the event
fd_dcalEnergy
[EeV]		Uncertainty in the calorimetric energy of the event
fd_xmax
[g/cm2]		Position of the maximum of the energy deposition in the atmosphere
fd_dxmax
[g/cm2]		Uncertainty in the position of the maximum of the shower development in the atmosphere
fd_heightXmax
[m a.s.l.]		Height of Xmax above the ground
fd_distXmax
[m]		Distance of Xmax to FD eye
fd_dEdXmax
[PeV/(g/cm2)]		Maximum energy deposit
fd_ddEdXmax
[PeV/(g/cm2)]		Uncertainty in the maximum energy deposit
fd_x, fd_y, fd_z
[m]		Coordinates of the shower core projected at ground level (site coordinates system)
fd_dx, fd_dy, fd_dz
[m]		Uncertainty in the coordinates of the shower core projected at ground level (site coordinates system)
fd_easting, fd_northing
[m]		Eastward and Northward coordinate of the shower core projected at ground level (UTM coordinates system)
fd_altitude
[m]		Altitude of the shower core projected at ground level (UTM coordinates system)
fd_cherenkovFractionFraction of detected light from Cherenkov emission
fd_minViewAngle
[deg]		Light emission angle from the shower towards the FD eye
fd_uspL
[g/cm2]		Universal shower profile shape parameter L
fd_uspRUniversal shower profile shape parameter R
fd_duspL
[g/cm2]		Uncertainty in the Universal Shower Profile parameter L
fd_duspRUncertainty in the Universal Shower Profile parameter R
fd_hottestStationIdid of the SD station with the highest recorded signal
fd_distSdpStation
[m]		Distance of the hottest station to the plane that includes the shower axis and the eye position (SDP)
fd_distAxisStation
[m]		Distance of hottest station to the reconstructed shower axis in the shower plane

Comment extraire les propriétés des rayons cosmiques de hautes énergies à partir des gerbes atmosphériques
Toutes les particules d’une gerbe atmosphérique voyagent à une vitesse proche de celle de la lumière, soit environ 300 000 000 mètres par seconde. Ainsi, en pratique, elles se déplacent groupées de telle sorte qu’une gerbe peut être considérée comme un mince disque de particules, étendu radialement, légèrement incurvé et qui se propage longitudinalement à la vitesse de la lumière dans la direction initiale du rayon cosmique primaire. La densité de particules est plus large au centre (ou cœur) du disque et décroît au fur et à mesure qu’on se rapproche de ses bords extérieurs. Le disque finit par atteindre les cuves d’eau à effet Tcherenkov et ses particules les traversent dans un ordre et à un temps dépendant de la direction d’arrivée du rayon cosmique primaire. Le passage d’une gerbe au travers des détecteurs de surface de l’Observatoire est illustré sur la carte ci-dessous.

Figure 1 : Empreinte d’une gerbe atmosphérique touchant 30 détecteurs de surface.

Les points colorés correspondent aux 30 stations formant l’événement, qui ont été touchées par les particules de la gerbe. La couleur indique le temps d’arrivée des particules dans la cuve (vert : premières arrivées, rouge : arrivées plus tardives). Si la gerbe est verticale, ses particules touchent les détecteurs en même temps. Si en revanche, la direction d’arrivée est inclinée, le disque balaie les détecteurs progressivement à la vitesse de la lumière. Pour une gerbe dont le rayon cosmique primaire possède la direction d’arrivée la plus inclinée possible, soit 90 degrés par rapport à la verticale, il faut seulement 5 millionièmes de secondes (5 microsecondes, µs) pour traverser les 1500 m qui séparent deux détecteurs adjacents. L’électronique des détecteurs doit donc être extrêmement rapide pour enregistrer le passage des particules de la gerbe. L’électronique utilisée est capable d’enregistrer le temps des signaux lumineux avec une précision de 25 milliardièmes de secondes (ou 25 nanosecondes, ns), ce qui permet, à partir de la triangulation des temps des signaux enregistrés dans chaque cuve, de déterminer la direction d’arrivée, correspondant à la perpendiculaire au plan du disque, avec une précision d’environ 1°. Par exemple, la gerbe atmosphérique responsable de la figure 1 possède une direction d’arrivée de 54,1° par rapport à la verticale et est représentée par la flèche bleue pointant à 53,8° par rapport à l’Est.
Vous trouverez de nombreux autres exemples d’événements à l’onglet Visualization .

Figure 2 : Signaux lumineux numérisés par deux différentes stations touchées par la gerbe atmosphérique. Chaque couleur correspond au signal d’un tube photomultiplicateur (photo-capteur). L’unité du signal (le VEM) représente l’énergie libérée dans le détecteur par le passage des particules.

Deux exemples de signaux enregistrés par deux stations différentes sont présentés sur la figure 2 : les signaux du panneaux supérieurs sont ceux d’une station plus proche du cœur de la gerbe (distante d’environ 500 m) que ceux de la station du panneau inférieur (distante de plus de 2500 m du cœur). La densité de particules plus importante proche du centre du disque et sa plus grande compacité sont reflétées par la forme des signaux enregistrés, plus important et plus concentré en temps pour le panneau supérieur comparé au panneau inférieur. La décroissance de la taille du signal, et donc de la densité de particules, en fonction de la distance, aussi appelé profil latéral de la gerbe, est clairement visible sur la figure 3, sur laquelle les tailles des signaux enregistrés par tous les détecteurs touchés par les particules de la gerbe de la figure 1, sont indiqués par les points bleus. Le nombre total de particules de la gerbe atmosphérique reflète l’énergie du rayon cosmique primaire qui l’a initiée. Il est cependant impossible, avec seulement un réseau épars de détecteurs comme l’Observatoire Pierre Auger, de mesurer directement cette quantité, les détecteurs étant trop loin les uns des autres (pour des raisons aussi bien pratiques que financières).

Figure 3 : Décroissance du signal mesuré par les détecteurs de surface en fonction de la distance par rapport au cœur de la gerbe (points bleus). La ligne jaune représente la meilleure interpolation du signal.


Fort heureusement les scientifiques ont prouvé que le signal à une distance particulière du cœur de la gerbe est un bon estimateur de l’énergie du rayon cosmique primaire. Cette distance optimale est dépendante de la distance séparant les différents détecteurs et de leur conformation : pour le réseau de surface de l’Observatoire Pierre Auger, la distance optimale est de 1000 m. Afin d’extraire le signal à 1000 m, aussi appelé S(1000), il est nécessaire d'interpoler la distribution des tailles des signaux à l’aide d’une formule représentant la décroissance rapide de la taille du signal avec la distance (illustrée par la ligne jaune sur la figure 3). De cette interpolation, la valeur du signal à 1000 m est déterminée.
Camera view for Los Leones
Camera view for Coihueco

Figure 4 : Traces d’une gerbe atmosphérique initiée par un rayon cosmique laissées dans deux télescopes du détecteur de fluorescence.

La seconde étape consiste en la conversion de S(1000) en énergie. Pour cela, les mesures du télescope de fluorescence, prises lors de nuits claires, sans lune, lors desquelles il est possible d’observer les gerbes atmosphériques simultanément au réseau de surface, sont utilisées. Les particules de la gerbe sont responsables lors de leur traversée de l’atmosphère de l’émission d’une lumière de fluorescence qui peut être 'photographiée' par la caméra d’un télescope. Cette photographie correspond au signal lumineux enregistré par un premier tube photomultiplicateur regardant à plus haute altitude, et progressant ensuite vers le sol, allumant une série de tubes photomultiplicateurs au passage. Deux exemples, enregistrés simultanément lors du passage d’une gerbe atmosphérique, par deux télescopes appartenant à différents bâtiments, sont présentés sur la figure 4. Les couleurs indiquent les temps auxquels la lumière a atteint chaque tube photomultiplicateur (vert : premières arrivées, rouge : arrivées tardives).

Figure 5 : Développement d’une gerbe atmosphérique observée par deux télescopes (points verts et bleus). La gerbe se développe de gauche (haute-atmosphère) à droite (basse-atmosphère).


A partir de la quantité de lumière collectée dans chaque tube photomultiplicateur, il est possible de déterminer la quantité d’énergie libérée par la gerbe au fur et à mesure de sa progression dans l’atmosphère. Ceci est présenté sur la figure 5 sur laquelle les points verts et bleus indiquent l’énergie libérée dans l’atmosphère par la gerbe telle que mesurée par les télescopes à Los Leones (LL) et Coihueco (CO) respectivement. Ces deux instruments sont situés à plus de 30 km du cœur de la gerbe. Les deux courbes montrent le profil longitudinal de la gerbe qui commence à se développer en haute altitude (à gauche sur la figure), atteint son maximum de développement puis s’éteint progressivement (à droite sur la figure). Puisqu’à l’aide des télescopes l’on peut observer l’ensemble du développement de la gerbe, il est possible de déterminer assez facilement l’énergie totale déposée dans l’atmosphère et ainsi l’énergie du rayon cosmique primaire. La mesure du profil longitudinal de la gerbe est également utile pour déduire la masse du rayon cosmique primaire, puisque la profondeur d’atmosphère (équivalent environ à l’altitude) à laquelle le développement de la gerbe est maximal, aussi appelé Xmax, est directement dépendante de la masse du rayon cosmique. Des noyaux plus légers, comme le noyau de l’atome d’hydrogène qui contient un seul proton, sont capables de pénétrer plus profondément dans l’atmosphère (atteindre de plus basse altitude) avant d’initier le développement d’une gerbe, par rapport à des noyaux plus lourds composés d’un large nombre de protons (jusqu’à 26 pour le fer).


Données atmosphériques

Les effets atmosphériques sur le développement d’une gerbe atmosphérique peuvent être compris en termes de changements locaux des paramètres atmosphériques. Des changements dans la pression atmosphérique conduisent à des changements dans le taux de gerbes observées. Lorsque la pression augmente, la densité de matière à traverser par le rayon cosmique est plus importante et donc le taux de rayon cosmique détecté diminue. A pression fixe, si la température augmente, les particules de la gerbe se propagent davantage car la distance parcourue entre chaque diffusion augmente. Ces effets sont pris en compte dans le rayon de Molière, qui est une fonction de la température et de la pression. Dans le cas de l’Observatoire Pierre Auger, ce rayon a une valeur moyenne d’environ 90 m et définit la dispersion des électrons dans la gerbe atmosphérique. Des changements dans les propriétés générales de l’atmosphère comme la pression, la température ou le taux d’humidité impactent significativement l’émission de lumière de fluorescence de l’azote ainsi que sa transmission. Les conditions atmosphériques sur le site de l’Observatoire sont surveillées en permanence grâce à 5 stations météorologiques placées sur le site d’une des installations de lasers (Central Laser Facility) au centre du réseau de surface, et à chaque site du réseau de télescopes de fluorescence. Les stations météorologiques sont équipées de capteurs de température, de pression, d’humidité et de vitesse du vent, enregistrant les données toutes les 5 ou 10 minutes.

Le fichier ‘weather.csv’ contient les données météorologiques traitées, utilisées entre autres pour calculer les corrections sur l’estimateur de l’énergie, et contient également les valeurs de densité de l’air.

Télécharger les données des stations météorologiques

Explorer le contenu du fichier

Files: wsCLF.csv, wsLL.csv, wsLM.csv, wsLA.csv, wsCO.csv

Variable Description
timeUnix time [s] (seconds since 1st Jan 1970)
temperatureair temperature [°C]
humidityrelative humidity [%]
windSpeedaverage wind speed [km/h]
pressurebarometric Pressure [hPa]
densityair density [kg/m3]

File: weather.csv

Variable Description
timeUnix time [s] (seconds since 1st Jan 1970)
temperatureair temperature [°C]
pressurebarometric Pressure [hPa]
densityair density [kg/m3]
avgDensity2HoursBeforevalue of air-density measured two hours earlier [kg/m3]

Données de comptage

Les données publiques de comptage consistent en plus de 1015 événements détectés entre Mars 2005 et Décembre 2020. Ces événements ont été enregistrés via l’utilisation des détecteurs de surface en mode ‘compteur’, permettant de compter les particules atteignant chacune des 1600 cuves à effet Tcherenkov pendant une seconde. Ce mode a été installé sur tous les détecteurs du réseau de surface à partir de Mars 2005 et a été amélioré en Septembre 2005. Le taux typique par détecteurs est d’environ 2000 par seconde, 2 kHz (ce taux était à 3,8 kHz avant Septembre 2005). Ces événements comptabilisés par un détecteur sont, pour la plupart, à associer à des gerbes générées par des rayons cosmiques de basse énergie (de 10 GeV à quelques TeV) qui s’éteignent avant que le gros des particules ne puisse atteindre le sol. Le mode compteur ne permet donc pas la reconstruction de l’énergie ou de la direction d’arrivée de la gerbe mais permet l’étude temporelle du nombre de particules qui est modulée par des phénomènes terrestres et extraterrestres. Ces données sont par exemple utiles pour l’observation des éruptions solaires ou du cycle solaire de 11 ans [JINST, 6 (2011) P01003 ; PoS(ICRC2015)074, PoS(ICRC2019)1147].

Les données de comptage correspondent à la moyenne sur 15 minutes des taux enregistrés pour chaque détecteur actif. Puisque le taux est modifié par les variations de pression atmosphérique, il est corrigé en conséquence.

Télécharger les données de comptage

Explorer le contenu du fichier
Variable Description
timeUnix time [s] (seconds since 1st Jan 1970)
rateCorrcorrected scaler rate [counts/m2/s]
arrayFractionfraction of array in operation [%]
rateUncorraverage detector scaler rate, uncorrected [counts/s]
pressurebarometric pressure [hPa]

   Exploitation des données

Dans cette partie, vous trouverez des cahiers en Python exploitant les différentes bases de données. La façon la plus simple de commencer avec Python est d’installer Anaconda, une distribution du langage de programmation Python pour le calcul scientifique (science des données, apprentissage automatique, traitement de grand volume de données, analyses prédictives, etc.) visant à simplifier la gestion et l’installation des paquets. La distribution contient les paquets adaptés à Windows, Linux et MacOS. Les instructions détaillées pour l’installation d’Anaconda sont disponibles sur le site officiel .
Liste des modules utilisés dans les différents cahiers

If some python libraries are not available in your anaconda environment, copy and paste the following line in an Anaconda terminal to install them :

pip install pandas matplotlib numpy pytz scipy datetime

  • pandas : data analysis and manipulation tool.
  • matplotlib : library for creating static, animated, and interactive visualizations.
  • numpy : library for large, multi-dimensional arrays and matrices, with a large collection of high-level mathematical functions to operate on arrays.
  • ipywidgets : interactive HTML widgets for Jupyter notebooks and the IPython kernel.
  • IPython : command shell for interactive computing in multiple programming languages.
  • pytz : library that allows accurate and cross platform timezone calculations.
  • scipy : software for mathematics, science, and engineering. It includes modules for statistics, optimization, integration, linear algebra, Fourier transforms, signal and image processing, ODE solvers, and more.
  • os : module that provides functions for interacting with the operating system.
  • zipfile : class to work directly with a ZIP archive. It supports methods for reading data about existing archives as well as modifying the archives by adding additional files.
  • collections : module provides a rich set of specialized container data types carefully designed to approach specific programming problems in a Pythonic and efficient way.
  • datetime : module taht supplies classes for manipulating dates and times.
  • locale : module that opens access to the POSIX locale database and functionality.
  • random : module that implements pseudo-random number generators for various distributions.

Tutoriel

Explorer les données du détecteur de surface

Explorer les données hybrides

Explorer les données de comptage

Explorer les données des stations météorologiques

Explorer le développement d’une gerbe atmosphérique

Tutoriel : lecture de fichiers CSV et production des histogrammes basiques”

Ce cahier est une collection d’exemples permettant à l’utilisateur d’explorer le contenu des fichiers de synthèse et d’appliquer quelques méthodes basiques d’analyse.

En particulier, ces exemples vous expliquent comment :

  • produire des histogrammes,
  • représenter les distributions d’une variable en fonction du temps ou de l’énergie,
  • produire des cartes des points d’arrivée des rayons cosmiques et de leur directions d’arrivée,
  • corréler deux variables.

  Exécuter-le dans votre navigateur.

Explorer les données du détecteur de surface

Les données collectées par le réseau de surface peuvent être utilisées pour calculer le nombre de rayons cosmiques entrant dans notre atmosphère. Dans ce cahier, le flux de rayons cosmiques à des énergies supérieures à 2.5·1018 eV est déterminé et les questions suivantes sont adressées :
  • Comment ces énergies se rapportent-elles à l’expérience quotidienne ?
  • Quelle est la rareté des rayons cosmiques à ces énergies ?
  • Quel est le flux d’énergie transporté par les rayons cosmiques sur le site de l’Observatoire Pierre Auger ?

  Exécuter-le dans votre navigateur.

Explorer les données hybrides

Les données collectées simultanément par le détecteur de surface et le détecteur de fluorescence, aussi appelées données hybrides, sont utilisées pour extraire les informations sur la composition des rayons cosmiques. Le résultat est présenté sous la forme d’une carte du ciel en coordonnées Galactiques.

  Exécuter-le dans votre navigateur.

Explorer les données de comptage

Les données acquises par le mode compteur sont utilisées pour des analyses de météo spatiale. Dans ce cahier est présenté comment le comptage est dépendant des conditions météorologiques comme la pression, la température ou la vitesse du vent.

  Exécuter-le dans votre navigateur.

Explorer les données des stations météorologiques

Ce cahier explique comment traiter les données météorologiques afin d’étudier les conditions atmosphériques de l’Observatoire Pierre Auger et comment les exploiter pour calculer les valeurs de densité de l’air dans différentes zones de l’Observatoire.

  Exécuter-le dans votre navigateur.

Explorer le développement d’une gerbe atmosphérique

Le modèle le plus simple pour décrire une gerbe de particules est le modèle Heitler. Ce modèle est expliqué dans ce cahier avec des exemples interactifs de développement d’une gerbe atmosphérique.

  Exécuter-le dans votre navigateur.