Rayons cosmiques primaires
Le rayonnement cosmique désigne de manière générale le flux de particules de haute énergie (c’est-à-dire relativistes) présent dans tout l’Univers. Il s’agit pour sa partie chargée principalement de protons (entre 85 et 90 %) et de noyaux d’hélium (de 9 à 14 %), le reste étant constitué d’électrons, de différents noyaux (noyaux d’atomes comme l’oxygène, le carbone, l’azote ou le fer ) ainsi que de quantités infimes d’antimatière légère (antiprotons et positrons). La partie neutre est quant à elle constituée de rayons gamma ainsi que de neutrinos.
Parmi toutes les caractéristiques décrivant les rayons cosmiques, la plus impressionnante est certainement leur spectre d’énergie qui s’étend de manière remarquablement continue sur une douzaine de décades. Il décrit la distribution du nombre d’évènements observés en fonction de l’énergie entre 109 et 1020 eV. Puisque toute expérience de détection est sensible au flux de particules la traversant dans chaque gamme d’énergie pendant un certain temps et dans une certaine direction, cette distribution est calculée par unité d’énergie, de surface, de temps et d’angle solide.
Rayons cosmiques secondaires
Avant que les rayons cosmiques ne s’imposent à eux, les physiciens s’étaient déjà frottés aux rayons de Becquerel, ces rayonnements ionisants découverts comme émanant des sels d’uranium. En 1897, Pierre Curie proposa à sa femme Marie de mener un travail de recherche sur les rayons de Becquerel en utilisant les instruments de mesure qu’il avait mis au point dès les années 1880, à savoir un électromètre à quadrants dérivé d’un modèle inventé par Lord Kelvin et un générateur de charges électriques à quartz piézo-électrique. Associés à un condensateur plan dans lequel l’espace entre les plaques est rempli d’un gaz, ces instruments firent merveille entre les mains des Curie pour étudier les propriétés des rayons de Becquerel.
Toute une série d’appareils de ce type se développa alors au début du vingtième siècle sous le nom générique de chambre d’ionisation. Une des variantes les plus célèbres est sans conteste l’instrument mis au point au cours des années 1920 par le physicien Allemand Geiger. Universellement connu sous le nom de compteur Geiger, cet instrument est encore d’usage courant pour doser les rayonnements ionisants. Comparés aux braves électroscopes à feuille d’or, ces appareils offrent l’extrême avantage de détecter le passage ne serait-ce que d’une seule particule ionisante en fournissant alors un bref signal. Mieux encore, un collaborateur de Geiger, le physicien allemand Bothe, constata qu’une seule et même particule pouvait être détectée par deux compteurs Geiger placés l’un à côte de l’autre, les deux signaux étant simultanés . Il venait de découvrir la détection par coïncidence, une méthode qui s’avéra décisive en physique des particules, justifiant ainsi le prix Nobel que Bothe reçu en 1954.
C’est que les chambres d’ionisation s’actionnent trop souvent par hasard, à l’accasion d’évènements parasites. Nous parlons alors de bruit de fond de détection. Mais quand deux détecteurs se déclenchent simultanément, c’est plus probablement sous l’effet d’une seule et même particule en raison des lois du hasard. Il reste cependant possible que deux appareils se déclenchent fortuitement au même instant. Pour diminuer le taux de ces coïncidences fortuites qui entachaient les résultats de leurs expériences, les expérimentateurs des années 1930 s’efforcèrent de diminuer la durée des signaux que produisent les détecteurs de particules.
Détection des rayons cosmiques
Les méthodes expérimentales développées par les physiciens depuis un siècle pour étudier le rayonnement cosmique sont conditionnées par le type de particules que l’on cherche à détecter, mais surtout par la valeur du flux à l’énergie considérée. Pour des énergies inférieures à une centaine de TeV, le flux est suffisamment élevé pour qu’une détection directe des particules soit possible, le seul problème étant d’aller les observer avant qu’elles n’interagissent, au dessus de l’atmosphère ! les détecteurs sont alors installés dans des ballons atmosphériques ou sur des satellites. Pour les énergies supérieures à quelques centaines de TeV, la faiblesse du flux des rayons cosmiques nécessite une surface importante de détection, ce qui est problématique pour les expériences embarquées. La détection directe de la particule primaire n’est alors plus possible. L’atmosphère terrestre, dont la présence interdisait la détection directe, est alors utilisée comme un gigantesque calorimètre dans lequel le rayon cosmique primaire dissipe son énergie en créant une multitude de particules secondaires. Pour mesurer le flux au-delà de 1014 eV, on est obligé de détecter les rayons cosmiques de manière indirecte en étudiant les gerbes atmosphériques produites lors de leur interaction avec l’atmosphère.
Fluorescence de l’air
La fluorescence est la lumière émise par des molécules d’air (azote) excitées par les particules chargées de la gerbe. L’atmosphère est un milieu scintillant qui produit de la lumière proportionnellement à l’énergie déposée. Les expériences se basant sur la mesure de la fluorescence de l’air utilisent donc l’atmosphère comme un gigantesque calorimètre.
L’utilisation de la fluorescence consiste simplement à mesurer la lumière produite par une gerbe dans l’atmosphère. Ces observations peuvent se faire soit depuis le sol en regardant le ciel, soit depuis l’espace en observant la Terre. Depuis le sol, ces mesures doivent se faire les nuits sans lune et sans nuages, ce qui réduit le temps de mesure effectif. Le cycle utile est d’environ 10%. Depuis l’espace, le cycle utile devrait être de l’ordre de 20%.
Le principal intérêt de cette technique est que le détecteur est l’atmosphère elle-même. La surface de détection utile est donc la surface de la portion d’atmosphère observée. Un seul site d’observation peut couvrir une surface très importante. On utilise souvent plusieurs sites observant une même zone pour obtenir des images en « stéréo », ce qui facilite la reconstruction des évènements. La quantité de lumière produite par fluorescence étant directement reliée à l’énergie déposée dans l’air par la gerbe, cette méthode donne accès à l’énergie des rayons cosmiques d’ultra-haute énergie incident sans être trop dépendante de la simulation de la gerbe. Cependant elle demande une bonne connaissance de la production et de la transmission de la lumière dans le milieu très changeant qu’est l’atmosphère. Les expériences utilisant la fluorescence de l’air ne peuvent détecter que les gerbes de très haute énergie (> 1017eV) qui produisent suffisamment de lumière. L’expérience Fly-Eye’s et sa suite HIRES ont notamment détecté des rayons cosmiques d’énergie supérieure à 1020eV grâce à la fluorescence de l’air.
Observatoire Pierre Auger
L’Observatoire Pierre Auger a été conçu entre 1992 et 1996, au cours d’une série d’ateliers qui ont abouti à la rédaction d’un « design report » détaillé décrivant les motivations scientifiques et les moyens techniques de l’Observatoire. Dans la limite de nos connaissances actuelles, il n’existe aucune explication conventionnelle des mécanismes qui sont à l’origine de la production et l’accélération des particules à de telles énergies macroscopiques. Le projet Auger est l’unique moyen proposé par la communauté scientifique pour résoudre cette énigme astrophysique vieille de plus de 30 ans. L’observatoire Pierre Auger est un observatoire astronomique installé sur deux sites :
en Argentine, dans la petite ville de Malargüe (province de Mendoza), située à 370 km au sud de la ville de Mendoza .
aux États-Unis, dans l’État du Colorado. Le site sud, dont la construction a débuté en 1999, a été inauguré le 14 novembre 2008. Les observations ont commencé dès 2004, bien avant que tous les détecteurs soient achevés, et des résultats scientifiques ont été publiés en novembre 2007. La construction du site nord n’a pas encore commencé. L’observatoire devrait fonctionner pendant 20 ans.
Mécanisme cyclotron
Même les étoiles normales peuvent accélérer les particules chargées jusqu’au GeV. Cette accélération peut se produire dans le temps en relation avec le champ magnétique. Ces emplacements (sites) magnétiques apparaissent respectivement comme taches d’étoile ou taches solaires. La température des taches solaires est légèrement inférieure comparée aux régions environnantes. Elles semblent plus foncées, parce qu’une partie de l’énergie thermique a été transformée en énergie magnétique. Les tâches solaires (sunspots), peuvent être associées aux champs magnétiques d’intensité supérieure à 1000 Gauss. La durée de vie de telles taches solaires peut excéder plusieurs périodes de rotation. L’extension spatiale des taches solaires peut atteindre 109 cm. Les observations de l’effet Zeeman des lignes spectrales a prouvé au delà de n’importe quel doute que les champs magnétiques sont responsables des taches solaires. Puisque l’effet Zeeman des lignes spectrales dépend de l’intensité du champ magnétique, ce fait peut également être employé pour mesurer l’intensité des champs magnétiques des étoiles. Les champs magnétiques au niveau du soleil sont produits par des mouvements turbulents de plasma, ce dernier étant constitué essentiellement de protons et d’électrons. Les mouvements de ce plasma constituent les courants électriques qui produisent les champs magnétiques. Quand ces derniers sont produits et quand ils se délabrent, il y’a création de champs électriques dans lesquels des protons et les électrons peuvent être accélérés.
Table des matières
Introduction générale
I Généralités
I.1 Introduction
I.2 Rayons cosmiques primaires
I.3 Rayons cosmiques secondaires
I.4 Détection des rayons cosmiques
I.4.1 Particules chargées au sol
I.4.2 Lumière Čerenkov
I.4.3 Fluorescence de l’air
I.4.4 Détection hybride
I.5 Observatoire Pierre Auger
II Mécanismes d’accélération des rayons cosmiques
II.1 Introduction
II.2 Principe général
II.3 Modèle bétatron
II.4 Mécanisme cyclotron
II.5 Pulsars
II.6 Mécanisme de Fermi
II.7 Ondes plasma et “centres diffuseurs”
II.8 Accélération par onde de choc
III Rayons cosmiques d’énergie extrême
III.1 Introduction
III.2 Résultats expérimentaux
III.2.1 Situation expérimentale avant Auger
III.2.2 Observatoire Auger Sud jusqu’à 2010
a). Spectre en énergie
b). Anisotropie du RCEE
c). Limite sur le flux de photons d’énergie extrême
III.3 Propagation des RCEE
III.3.1 Energie seuil
III.3.2 Perte d’énergie
III.3.3 Section efficace et Libre parcours moyen
III.4 Origine des RCEE
III.4.1 Les sursauts gamma
III.4.2 Les noyaux actifs de galaxies
III.4.3 Chocs d’accrétion des grandes structures
Conclusion générale
Bibliographie
