Radiation Cosmique

Schéma d'une cascade atmosphérique produite par un proton

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 nucléons (noyaux d'atomes) 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. L'étude de ce rayonnement au début du XX^e siècle a donné naissance à la physique des particules expérimentale et aujourd'hui grâce à une nouvelle génération d'instruments ouvre une nouvelle fenêtre d'étude de l'Univers.

On parle souvent aujourd'hui d'astroparticules.

Les rayons cosmiques participent en particulier à la formation des ceintures de Van Allen.

Histoire

L'histoire commence en 1900, lorsque Charles Thomson Rees Wilson découvre que l’atmosphère est continuellement ionisée.
Il pense que c’est dû au rayonnement naturel de la Terre.
Ses recherches sur l'électricité atmosphérique, l’ionisation et la condensation le conduisent à concevoir la première chambre à brouillard. Mais rapidement, les scientifiques de l’époque sont intrigués par l’excès d’ions par rapport à la quantité normalement due au rayonnement naturel du sol.

En 1912, le physicien autrichien Victor Franz Hess mesure le taux d’ionisation en fonction de l’altitude avec un électromètre à feuille d’or embarqué dans un ballon.
L’ionisation décroît jusqu’à 700 m, puis croît au-delà. Il y a peu de différences entre le jour et la nuit. Il en conclut à l'origine cosmique (en-dehors du système solaire) de ce rayonnement. Ces résultats sont confirmés par Robert Millikan qui travaille à l'aide de ballons sondes.
Il croit que ces rayons sont électriquement neutres.

Cette affirmation est démentie dès 1928 où l'on montre que l'essentiel des rayonnements atteignant la surface de la Terre consiste en des particules chargées. Millikan pense alors que ces dernières résultent de l'interaction entre les rayons neutres de l'espace (rayonnement gamma) et les atomes atmosphériques qui permettent l'éjection d'électrons secondairement détectés. Arthur Compton démontre que le rayonnement est en fait variable suivant la latitude où il est mesuré (plus faible à l'équateur qu'aux pôles) du fait de l'influence du champ magnétique terrestre, prouvant par cela même qu'il s'agit de particules chargées.

Les gerbes atmosphériques, découvertes en 1938 par l'astronome français Pierre Auger sont des faisceaux de particules secondaires provoqués par l'impact de particules primaires provenant de l'espace avec les atomes de la haute atmosphère. Ces particules ont une énergie qui peut atteindre 10²⁰ eV. Ce sont les particules secondaires qui sont détectées au sol. Le rayonnement cosmique primaire, constitué principalement de protons produit des gerbes de mésons (pi chargés, π⁺ et π^-, de durée de vie de 26 ns) se désintégrant eux-mêmes en muons (durée de vie de 2,2 μs) qui se désintègrent en électrons de faible parcours et neutrinos.
Sans l'effet relativiste de dilatation du temps la plupart des muons n'atteindraient pas le sol où il subsisterait surtout des neutrinos indétectables. Belle confirmation de la relativité.

Spectre

Spectre du rayonnement cosmique primaire : flux incident d'astroparticules au sommet de l'atmosphère terrestre

Le spectre du rayonnement est la fonction reliant le flux incident de particules avec leur énergie. La figure ci-contre possède une échelle logarithmique afin d'intégrer la très grande amplitude de valeurs des énergies et des flux mesurés. Ce spectre est ici donné pour le rayonnement primaire, c'est à dire avant son interaction avec l'atmosphère.

Ce spectre est manifestement non thermique, c'est à dire qu'il ne résulte pas de l'émission d'un corps à une température donnée (spectre de corps noir). La pente de la droite montre que le flux décroit rapidement selon une loi de puissance. L'exposant de la loi de puissance est appelé l'indice spectral. Sa valeur globale est de 2,8.

Il existe toutefois deux ruptures de pente remarquables, bien qu'assez discrètes à l'oeil nu. La première, à 5.10¹⁵ eV est surnommée le « genou » (flux : 1 particule/m²/ans). L'indice spectral passe d'environ 2,7 à 3,0. La seconde, située à 4.10¹⁹ eV est surnommée la « cheville » (flux : 1 particule/km²/an). l'indice spectral passe à 3,3.

Origine

Les particules les plus énergétiques proviennent de l'espace interstellaire et intergalactique. Une partie de ces particules sont déviés par le vent solaire qui apporte pour sa part essentiellement des ions et des électrons.

Les connaissances actuelles permettent d'expliquer l'accélération des particules jusqu'au niveau du « genou » (cf. définition plus haut) par des processus astrophysiques violents. Elles auraient pour origine l'explosion de supernovas, selon l'hypothèse émise en 1949 par le physicien italien Enrico Fermi, mais cela n'est pas confirmé actuellement. D'autres sources sont pressenties, qui font appel aux phénomènes astronomiques les plus énergétiques connus dans la nature : noyau actif de galaxie, sursaut gamma, trou noir, hypernovas, etc. En poussant ces modèles, il est possible de trouver une explication à l'accélération de particules jusqu'à 10²⁰ eV. Cependant, le manque d'information sur les rayons cosmiques à de si hautes énergies ne permet pas de contraindre ces modèles.

Ainsi, leur provenance est encore en partie un mystère, mais qui devrait bientôt s'éclaircir avec la mise en service depuis 2004 de l'Observatoire Pierre Auger à Malargüe en Argentine. Pour les particules les plus énergétiques, les zetta-particules, au-delà de la cheville (4.10¹⁹ eV) les observations restent encore très peu nombreuses (moins d'une gerbe par an dans des observatoires très spécialisés comme le Fly's Eye de l'Université de l'Utah ou l'Akeno Giant Air Shower Array (Réseau d'Akeno pour les Cascades Géantes Atmosphériques)^[1].

Cosmologie et astroparticules

Le Big Bang, la baryogénèse, la matière noire sont les cadres de recherche qui utilisent les techniques expérimentales développées en physique des particules pour faire de l'astronomie à haute et très haute énergie.
Les thématiques principales de recherche sont :

• La recherche de la matière noire
• Les neutrinos (solaires, cosmiques, des supernovas).
• La désintégration du proton.
• Les ondes gravitationnelles.

Sources et références

• Crozon M, La querelle des rayons cosmiques, Les génies de la science, 2007, n° 31, p24-27

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