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20 Chapitre 1. Contexte scientifique et expériences dN/dX 1 0.1000 0.0100 0.0010 iron oxygen proton 0.0001 50 100 150 200 250 X 1 (g/cm 2 ) Figure 1.11 – Distribution normalisée du point de première interaction selon la nature du primaire, à 1 EeV. tel-00814988, version 1 - 18 Apr 2013 Figure 1.12 – Composition des rayons cosmiques selon HiRes. Gauche : X max en fonction de l’énergie. Droite : rms(X max ) en fonction de l’énergie. Les courbes correspondent aux valeurs prédites par les simulations dans les cas proton et fer. Les données d’HiRes sont compatibles avec des protons. Figure 1.13 – Composition des rayons cosmiques selon Auger. Gauche : X max en fonction de l’énergie. Droite : rms(X max ) en fonction de l’énergie. Les courbes correspondent aux valeurs prédites par les simulations dans les cas proton et fer. Les données d’Auger montrent un alourdissement de la compositon aux plus hautes énergies.
1.1. Contexte scientifique 21 Figure 1.14 – Composition des rayons cosmiques selon TA. La figure montre X max en fonction de l’énergie ; les données sont compatibles avec des protons. tel-00814988, version 1 - 18 Apr 2013 des protons à toutes les énergies. Les données Auger montrent une nette tendance à un alourdissement de la composition à partir de 2 EeV, ainsi qu’un changement de pente. L’ensemble de ces résultats provient des données obtenues avec la technique de fluorescence. De récentes analyses utilisant les données du SD d’Auger (et donc totalement indépendantes du FD) montrent les mêmes tendances concernant la composition. En conclusion, la situation expérimentale actuelle sur la composition des rayons cosmiques à ultra-haute énergie n’est pas totalement claire, comme elle peut l’être sur la coupure dans le spectre autour de 4 × 10 19 eV notamment. Section efficace à ultra-haute énergie σ prod p-air Il est possible, à partir des événements qui ont des grandes valeurs de X max de mesurer la valeur de la section efficace proton-air. La méthode a initialement été proposée √ par l’équipe de Fly’s Eye [19, 20]. Avec leurs données et à une énergie de s = 30 TeV, ils ont pu estimer à 72 ± 9 g.cm −2 la valeur de la pente Λ de la distribution dN/dX max ∝ e −Xmax/Λ , ce qui correspond à une valeur de section efficace proton-air = 530 ± 66 mb. L’estimation d’Auger (voir [21]) en utilisant les gerbes reconstruites entre 10 18 eV et 10 18.5 eV — correspondant à √ s = 57 ± 0.3(stat) ± 6(syst) TeV — est de Λ = 55.8 +2.4 −2.3 g.cm−2 , soit σ prod p-air = 505 ± 22(stat)+28 −36 (syst) mb. La Fig. 1.15 montre le résultat de la mesure de section efficace proton-air. Pour faire cette analyse, on considère les gerbes les plus pénétrantes de la distribution dN/dX max ∝ e −X max/Λ . On fait ensuite des simulations de gerbes aussi proches que possible des gerbes détectées et sélectionnées pour l’analyse. Les gerbes simulées sont reconstruites pour le même code de reconstruction d’Auger que celui qui a servi pour reconstruire les données. On peut ainsi utiliser la reconstruction des gerbes simulées pour obtenir Λ MC , qui est la pente de la distribution dN MC /dX max . On compare les valeurs Λ MC et Λ. La démarche finale est la suivante : dans les codes de simulation de gerbes, on utilise des sections efficaces hadroniques à des énergies qui sont hors de portée du LHC. Ces sections efficaces sont extrapolées à partir de modèles qui se basent, eux, sur des mesures à plus basse énergie. En modifiant les valeurs de ces sections efficaces dans les codes de simulations, on modifie le développement de la gerbe et donc les valeurs de Λ MC . La valeur de la section efficace σ prod p-air est celle qui correspond au meilleur accord entre Λ MC et Λ.
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