30 mars 2005
La traque aux axions se poursuit avec Micromegas
L’axion, hypothétique particule neutre de très faible masse, a été initialement envisagé par les théoriciens afin résoudre certains problèmes liés à la violation de symétrie dans les lois de la physique. Mais les axions pourraient aussi former une partie de la matière noire, cachée, de notre Univers.
La collaboration Cast (Cern Axion Solar Telescope), qui utilise dans ses détecteurs la structure originale Micromegas développée par le Dapnia, publie les premiers résultats de sa recherche des axions solaires dans Physical Review Letters.
Les axions ne sont pas au rendez-vous, mais Cast apporte de précieux renseignements sur des paramètres clefs de la théorie en abaissant la limite expérimentale d’un facteur 5 pour des masses inférieures à 0,02 électron-volt.
Si les axions existent, ils sont produits au cœur du soleil par les photons thermiques qui diffusent sur les protons et les électrons. Les modèles théoriques et les observations astrophysiques contraignent leur masse entre quelques micro-électronVolt et quelques électronVolt (eV). Un signal d’axions doit se traduire lors de l’observation du soleil par un excès de photons X avec une énergie moyenne de 4 keV. Pour observer le signal, noyé dans le bruit de fond du rayonnement cosmique et de la radioactivité naturelle, les détecteurs doivent être conçus avec des matériaux à faible radioactivité et doivent présenter un faible seuil en énergie.
Télescope de l’expérience Cast construit à partir d’un aimant du LHC.
L’expérience Cast utilise le champ magnétique intense (9 teslas) produit par un prototype d’un des aimants dipôle du LHC pour convertir les axions solaires en photons. Cet aimant a été placé sur un support et se déplace sur un rail courbe afin d’être orienté vers le soleil à son lever et à son coucher (figure 1). À son extrémité 3 détecteurs ont été installés, dont un élaboré par le Dapnia en collaboration avec l’Institut de Physique Nucléaire Democritos (Grèce) et le Cern.
Ce détecteur gazeux utilise une structure Micromegas développée par le Dapnia. Il fonctionne sous vide différentiel afin de permettre un couplage au vide de l’aimant, et présente un plan d’anode à lecture bidimensionnelle. La résolution du détecteur permet de distinguer les événements issus des photons X du bruit de fond, en discriminant leur énergie, leur topologie et leur structure temporelle.
Figure 2 : Superposition des spectres en énergie pour les événements de bruit de fond (histogramme noir) et de tracking (histogramme rouge) pour les données de 2003.
Le détecteur a fonctionné avec une excellente stabilité pendant les prises de données en 2003 et 2004. Le spectre en énergie pour les événements venant de la direction du soleil et les événements de bruit de fond est porté sur la figure 2. Le niveau de bruit est remarquablement bas (5× 10-5 coups/keV/cm2/s). On peut également noter qu’il n’y a pas d’excès de comptage pour les données pointées ce qui permet de déduire une limite d'exclusion pour le couplage axion-photon. Combinant les données du détecteur Micromegas avec les deux autres détecteurs de Cast, une limite de 1,16×10-10 GeV-1 à 95 % de niveau de confiance est obtenue pour la constante gaγ (figure 3). Ce nouveau résultat améliore d'un facteur 5 les meilleures limites expérimentales obtenues jusqu'à présent. Elle est comparable à la limite obtenue par les contraintes stellaires.
Pendant l'année 2005, l'expérience va entrer dans sa deuxième phase. L’aimant va subir des modifications importantes afin d’être rempli d’hélium-3 sous basse pression. L’expérience devrait alors être sensible aux axions de masses supérieures à 0,02 eV.
Dans le même cadre, le détecteur utilisant Micromegas sera amélioré par l’ajout d’un blindage en cuivre et plomb archéologique réalisé par l’Université de Saragosse. Parallèlement, en collaboration avec le LLNL (Livermore), le Dapnia améliore la sensibilité de son détecteur, en le couplant à un système de miroirs pour rayons X qui permettra d’augmenter le rapport signal sur bruit d’un facteur 20.
Cast montre ainsi tout l’intérêt des détecteurs gazeux basés sur Micromegas pour les expériences nécessitant un très bas bruit de fond.
Figure 3 : Limites sur la constante de couplage en fonction de la masse de l'axion.
Les lignes continues représentent les limites expérimentales issues des expériences Solax, Cosme, Dama, Tokio et celles obtenues à partir des données de 2003 de l’expérience Cast. La ligne en pointillée est issue des contraintes astrophysiques.
Les prochaines étapes de l’expérience (Cast prospects) devraient permettre la première mise à l’épreuve des modèles théoriques (zone hachurée).
Pour en savoir plus :
http://cast.web.cern.ch/CAST/cast.html
ou
Physical Review Letters, “First results from the CERN Axion Solar Telescope (CAST) “ ,
hep-ex/0411033, DAPNIA-04-151
#613 - Màj : 30/03/2005
• Structure et évolution de l'Univers › Univers sombre Détection des rayonnements
• Le Département d'Électronique des Détecteurs et d'Informatique pour la Physique (DEDIP)
