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2010 : Photorégénération dans le domaine des rayons X à l’ESRF

Toutes les expériences sur la recherche de l’axion purement terrestres, autrement dit dans lesquelles l’axion est créé par l’expérience puis détecté, qui ont été réalisées jusqu’à maintenant ont travaillé avec des énergies de photon de l’ordre de 1 eV (domaine visible et proche infra-rouge). Or, les limites données habituellement ne sont valables que pour des masses d’axions très petites devant l’énergie du photon (m_a\omega), l’axion formé à partir du photon devant être relativiste. Augmenter l’énergie du photon dans une expérience de photorégénération permettrait donc de tester de nouvelles régions dans l’espace des paramètres m_a et M. Ce type d’expérience a été proposée avec des rayons X mous [1] avec le laser à électrons libres VUV-FEL du Desy en Allemagne qui peut fournir des énergies de photons allant de 10 à 200 eV. L’utilisation de rayons X durs à partir d’une source synchrotron a été également proposée [2]. Ce type de source peut fournir des énergies de photon de quelques dizaines de keV, donc bien plus grande que sur un laser à électrons libres.

1. Schéma de l’expérience

Le principe de l’expérience est alors simple. Il est présenté sur la Figure suivante. On fait passer les photons dans une bobine créant un champ magnétique transverse. Un certain nombre de photons sont alors convertis en PBFM avec une certaine probabilité P. A la sortie de la bobine se trouve un écran. Celui-ci permet de stopper tous les photons, mais laisse passer les PBFM qui interagissent très peu avec la matière. Une seconde bobine placée derrière l’écran reconvertit une partie des PBFM en photons. Ceux-ci ont la même fréquence que les photons initiaux et ils peuvent alors être détectés avec un détecteur approprié.

1.1. La source de rayons X

L’expérience a été montée sur la ligne ID26 de l’ESRF. Deux énergies ont été utilisées : \omega = 50.2 keV et 90.7 keV. Ces énergies sont sélectionnées à l’aide d’un monochromateur situé sur le trajet du faisceau de rayons X. La polarisation des rayons X est horizontale. Enfin, la direction du faisceau est stabilisée afin d’assurer une stabilité en position meilleure que 0.1 mm au niveau de l’entrée du deuxième aimant.

Le faisceau voyage quasiment intégralement sous vide afin d’éviter la perte de photons incidents due à absorption par l’air. Le flux incident est mesuré précisément avec une chambre à ionisation remplie d’un bar de krypton. Les autres chambres à ionisation placées le long du trajet permettre de vérifier l’alignement. Durant les prises de données, nous avons obtenu environ 1.2 \times 10^{12} photons par seconde à 50.2 keV et 3.1 \times 10^{10} à 90.7 keV.

1.2. Le champ magnétique

Le champ magnétique est délivré par deux aimants supraconducteurs avec un champ magnétique parallèle à la polarisation du faisceau. Le premier aimant fournit 3 T sur une longueur de 150 mm alors que le deuxième aimant fournit 3T sur 97 mm.

Les aimants sont placés dans les 2 cabanes expérimentales EH1 et EH2 qui sont blindées par du plomb. Le mur permettant de bloquer les rayons X entre les deux aimants correspond à l’obturateur de sécurité entre EH1 et EH2 et qui est constitué d’une épaisseur de plomb de 50 mm. La zone de régénération, qui se trouve au niveau de la deuxième bobine, et de détection se trouve blindée dans la cabane EH2. Cette configuration permet d’avoir un niveau de bruit de fond bas, essentiellement dominé par les rayons X cosmiques.

1.3. Le détecteur

Le détecteur est constitué de 5mm de Germanium refroidi à l’azote liquide. Les rayons X arrivant sur le détecteur créent des charges électriques proportionnelles à l’énergie du photon. Le signal de sortie est ensuite filtré afin de rejeter les événements dont l’énergie ne correspond pas à l’énergie des photons incidents sélectionnée par le monochromateur. L’efficacité de détection est d’environ 99.98% à 50.2 keV et 84% à 90.7 keV. Le taux de comptage mesuré alors que le faisceau de rayons X est éteint, correspondant donc au bruit de fond, est de (7.2\pm0.7)\times 10^{-3} photon par seconde.

2. Résultats

Aucun excès de comptage au-dessus du bruit de fond n’a été observé. Les limites sur la constante de couplage g = 1/M axion-2 photons en fonction de la masse de l’axion m_\mathrm{a} sont représentées sur la Figure suivante (gris foncé) et sont comparées aux limites données par d’autres expériences.

Les meilleures limites actuelles obtenues sur une expérience purement terrestre ont été données par la collaboration ALPS au DESY en Allemagne en 2010 [3] et sont représentées par la zone d’exclusion au-dessus de la ligne en trait plein. Les meilleures limites établies par les recherches d’axions extra-terrestre sont représentées par les zones hachurées : les hachures horizontales correspondent à CAST [4] qui recherche des axions provenant du soleil alors-que les hachures horizontales correspondent aux recherches d’axions galactiques à l’aide de micro-cavités [5] . La bande à pois correspond aux prévisions théoriques. Cette figure montre que nous avons testé une nouvelle région dans l’espace des paramètres m_\mathrm{a} et g en ce qui concerne les expériences purement terrestres, qui ne dépendent pas de modèles.

Ces résultats sont en cours de publication et une version préliminaire de l’article a été déposée sur Arxiv (R. Battesti et al., arXiv:1008.2672 (2010)).

3. Conclusion

Notre expérience a permis très rapidement (une semaine de montage et de prises de données) d’étendre à de plus hautes énergies la recherche des oscillations photons - particules massives en présence d’un champ magnétique. Aucune limite avec des expériences purement terrestres, donc indépendantes de modèles, n’avait été donnée jusqu’à maintenant dans cette région.

De plus, cette expérience représente la première étude expérimentale de la propagation des photons sous champ magnétiques dans le domaine des rayons X. Ceci ouvre un nouveau domaine d’étude expérimentale.


[1] R. Rabadan et al., Phys. Rev. Lett. 96, 110407 (2006).

[2] A. G. Dias and G. Lugones, Phys. Rev. B 673, 101 (2009).

[3] K. Ehret et al., Phys. Lett. B 689, 149 (2010).

[4] E. Arik et al., J. Cosm. Astropart. Phys. 02, 8 (2009).

[5] S. J. Asztalos et al., Phys. Rev. Lett. 104, 041301 (2010).