Participation du LAPP
The AMS detector will be the first magnetic spectrometer launched in space for a long duration. Progresses in permanent magnet technology have made it possible to use very high grade Nd-Fe-B to construct a sensitive magnetic spectrometer with a permanent magnet weighting about 2 tons, with a BL2=0.15 Tm2 and with an acceptance of ~1 m2Sr. AMS will therefore be able to measure with high precision and high statistics the charged cosmic ray flux, including light nuclei and their isotopes up to the oxygen, improving our knowledge of spectra by 3 to 5 order of magnitudes. This high sensitivity will allow to search for primordial antimatter (related to CP violation), for non-baryonic dark matter, and will allow to constrain cosmological models, giving a link between infinitely small (particle physics) and infinitely large (cosmology). For the precursor flight on shuttle in 1998 the LAPP group is involved in the design and construction of the aerogel Cerenkov detector for the identification of positrons and antiprotons. The participation of LAPP to the second phase is not yet approved and will depend on the results of the precursor flight.
L'instrument AMS est un spectromètre magnétique de grande acceptance (0.82 m2.Sr). Il permet pour chaque rayon cosmique chargé de mesurer les paramètres cinématiques (impulsion et direction), la charge, le signe de l'objet, et sa masse. Il permet ainsi pour chaque rayon cosmique de déterminer sa nature. De plus, la redondance des mesures faites sur chaque objet par l'instrument permet d'avoir des taux de réjection des fausses identifications extrêmement élevés : le taux d'erreur sur le signe de la charge d'un noyau est inférieur à 10-10. Ce sera la première fois qu'un spectromètre magnétique sera mis sur orbite autour de la terre et envoyé dans l'espace pour une longue durée (3 ans sur la future station orbitale internationale).
AMS permettra de mesurer avec une grande précision et sur une large bande d'énergie les flux et les spectres en énergie des particules cosmiques chargées : électrons, positrons, protons, antiprotons, noyaux légers jusqu'à l'oxygène avec leur nature isotopique, et éventuellement antinoyaux.
Pour chacun de ces types de particules, AMS permettra de gagner plusieurs ordres de grandeur par rapport aux mesures existantes. Ainsi par exemple seulement 50 antiprotons ont été observés par l'ensemble des expériences depuis 40 ans, ce qui ne permet aucune contrainte sur un modèle cosmologique (Leaky box, DR, ...). AMS devrait enregistrer plus de 500 000 antiprotons. De même, seulement 15 noyaux de Be10 ont été observés jusqu'à ce jour, alors qu'AMS devrait en observer environ 400 par jour.
Les mesures faites par AMS apporteront une contribution fondamentale sur 3 grandes questions actuelles : l'existence d'univers d'antimatière, l'existence de matière noire non-baryonique, et les modèles décrivant les mécanismes des galaxies.
Existe-t-il des univers d'antimatière ? Les mesures faites aujourd'hui, essentiellement par des expériences en ballon, n'ont pas une sensibilité suffisante pour espérer répondre à cette question. Or, l'absence d'univers d'antimatière implique une violation de CP (et une violation du nombre baryonique ce qui n'a jamais été observé) à un niveau tel qu'il devient incompatible avec le modèle standard (SM), et avec le modèle supersymétrique minimal (MSSM, en tenant compte des résultats récents sur la masse minimum du boson de Higgs). L'existence ou non d'antimatière cosmique a aussi des conséquences drastiques sur le modèle du Big-bang et l'inflation. L'observation d'un seul noyau d'antimatière (Hélium ou Carbone) serait en soit une découverte extraordinaire. Mais en cas de non-observation, AMS porterait la limite antimatière sur matière à 10-9, alors que les expériences en cours ne pourront descendre au-dessous de 2.10-6, et les expériences projetées ne pourront faire mieux que 10-7.
Les mesures cosmologiques montrent que la matière noire ne peut pas être entièrement de nature baryonique. Un candidat à la matière noire est le neutralino, particule supersymétrique neutre la plus légère prédite par le MSSM. La matière noire pourrait se manifester par les produits secondaires des annihilations neutralino-antineutralino dans le halo des galaxies : positrons, antiprotons, ou gammas. La capacité de découverte de particules supersymétriques et de matière noire dépend beaucoup des paramètres du modèle MSSM. L'observation demande beaucoup de précision car les positrons et les antiprotons peuvent aussi être produits par les collisions des protons cosmiques sur la matière galactique. Les produits d'annihilation des neutralinos seraient donc vus comme des distorsions des spectres des particules secondaires des collisions de protons cosmiques. Les quelques dizaines d'antiprotons et de positrons observés à ce jour ne permettent pas d'apporter de réponse. AMS devrait mesurer près de 108 positrons (jusqu'à 150 GeV d'énergie) et environ 500 000 antiprotons, en même temps que les protons et électrons, permettant des rapports de flux en fonction de l'énergie très précis.
AMS mesurera les flux de noyaux légers isotope par isotope avec une grande précision jusqu'à l'oxygène. Ces mesures représentent une étude systématique des rayons cosmiques chargés. La mesure précise des rapports D/p, He3/He4, Li6/Li7, Be10/Be9 est essentielle pour les compréhensions des phénomènes dans notre galaxie : vent galactique, confinement, fixation des paramètres des modèles. Il faut remarquer que l'addition d'un convertisseur Tungstène au-dessus du détecteur permettra à AMS de mesurer aussi les rayons gammas de haute énergie, typiquement de 1 à 300 GeV. AMS pourrait ainsi couvrir le trou dans la gamme d'énergie entre les expériences satellites qui vont jusqu'à 20 GeV, et les expériences terrestres qui sont sensibles au dessus de 200 GeV.
AMS est construit pour mesurer les paramètres suivants:
- La charge Q à partir des pertes d'énergie dE/dx des particules dans le détecteur de traces au silicium et dans les compteurs à scintillation.
- L'impulsion et le signe des particules chargées par la mesure de leur déflexion dans le champ magnétique grâce aux 6 plans de détecteur de traces au silicium. La résolution sera typiquement (Delta P)/P ~ 7% pour une particule de 10 GeV/c.
- La vélocité beta par le détecteur Cerenkov RICH, et donc la masse des particules en associant cette mesure à celle de l'impulsion des traces.
- La nature des particules
pourra également être signée par les mesures de temps
de vol et d'ionisation, par le détecteur à radiation de transition
pour les électrons/gammas de haute énergie, et par le détecteur
RICH pour les noyaux légers.
Une première version du détecteur AMS sera
placée sur la navette spatiale américaine DISCOVERY en mai
1998 pour un vol précurseur de 11 jours (phase 1). Ce vol permettra
de tester l'environnement spatial et de mesurer les flux de particules.
Le détecteur complet (phase 2) sera placé en Janvier 2002
sur la future station orbitale internationale ALPHA pour une durée
de 3 à 5 ans.
Dans cette expérience, les laboratoires français de l'ISN Grenoble et du LAPP concentrent leurs efforts sur l'identification de particules qui, pour le vol précurseur sur la navette, se fait par un détecteur Cerenkov à seuil à radiateur aérogel. Le groupe du LAPP a travaillé dès l'été 1996 à la mise au point d'une cellule d'aérogel donnant une réjection meilleure que 10 000 pour la séparation électron/proton jusqu'à 3.8 GeV/c. Des études approfondies ont été faites sur le comportement du matériau lui-même, pour déterminer ses propriétés, son vieillissment, l'effet de la présence d'autres matériaux sur son évolution, et pour optimiser la collection de lumière afin qu'un minimum de 6 photoélectrons soient collectés sur le photomultiplicateur. Ces tests et les optimisations d'indice ont amené à la définition d'une cellule d'aérogel de 11x11 cm2 formée de 8 plaques d'aérogel de 1cm d'épaisseur. Cette cellule est entourée de 3 couches de Téflon expansé qui réfléchit la lumière jusque dans l'ultra-violet. Une feuille de Tedlar enrobée de PMP (un décaleur de lumière) permet d'améliorer de 40 % la collection de lumière en évitant la réabsorption de la lumière Cerenkov émise. La lecture est faite directement par un photomultiplicateur de 3x3 cm2 (5900U de Hamamatsu). Le détecteur complet est formé de 168 cellules arrangées en 2 plans. Les tests en cosmiques ont donné 7 photoélectrons collectés par plan, ce qui est conforme aux besoins.
L'ensemble de la chaîne d'électronique pour
la lecture a aussi été développée au LAPP,
en respectant toutes les contraintes du spatial. Elle comporte la Haute
Tension ajustable par programme pour les photomultiplicateurs, une carte
analogique sur le détecteur pour le traitement du signal (voir figure),
et une carte digitale. Ce développement a été réalisé
en prenant en compte les normes de qualité spatiale et les contraintes
propres à cet environnement. Les cartes ont passé avec succès
tous les tests de vibration, thermique, vide, etc ... Ce travail dont les
tests sont très positifs permet au groupe d'électronique
en particulier d'acquérir une réelle compétence sur
les problèmes spécifiques à l'électronique
embarquée.
Le groupe a aussi travaillé sur le programme de simulation de l'aérogel en vue de l'analyse des données qui doivent être prises en juin 1998.
Pour la participation à la phase 2, que le groupe souhaite vivement, un réexamen du projet devra être fait au vu des résultats du vol précurseur et en fonction des financements qui pourront être trouvés. En attendant, une étude est menée sur la définition du Centre d'opération scientifique avec l'aide de personnes extérieures expertes dans ce domaine, et une première réflexion est menée sur certains aspects d'un détecteur RICH.
RAPPORTS AMS
- Proposition de recherche
scientifique spatiale : l'expérience Alpha Magnetic Spectrometer
(Rapport au Conseil Scientifique de
l'IN2P3 et rapport au CNES, resp. Fév. 97 et Mai 97)
- Calcul des flux d'antiprotons
dans l'expérience AMS (Juillet 1997)
- Rapport Préliminaire
d'étude du SOC (Septembre 1997)