les rayons cosmiques - AstroParticule et Cosmologie

LES RAYONS COSMIQUES
Fabien Casse
Laboratoire AstroParticule & Cosmologie
Université Paris Diderot
M2 Astronomie & Astrophysique
PLAN DE CE CHAPITRE
  Histoire
de
cosmiques
la
découverte
des
rayons
  Présentation
des connaissances actuelles
sur les rayons cosmiques.
  Accélération
de Fermi: principe de base,
spectre en énergie, etc …
  Questions
cosmique.
ouvertes sur le rayonnement
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HISTORIQUE: QUELQUES DATES
  1910: Premières mesure par Th. Wulf au sommet de la Tour Eiffel.
  1911-1913: Mesures par vol en ballon par Victor Hess (Nobel 1936)
➥ Découverte des « ultra-radiations »
7 août 1912
Altitude max > 5300m
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1912 : V.Hess découvre le rayonnement cosmique
1925 : R. Millikan introduit le terme « rayons cosmiques »
R.Millikan défend le fait que les RC sont des particules
neutres (des photons) qui arrivent jusqu’au sol.
1928 : Découverte de l’effet en latitude:
-> Sir A.Compton: le rayonnement est 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 [mesures effectuées par J.Clay] -> particules
chargées.
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1932 : Débat Millikan-Compton: sur la nature du rayonnement
cosmique photons ou particules chargées.
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1912 : Hess découvre le rayonnement cosmique
1925 : Millikan introduit le terme « rayons cosmiques »
1928 : Découverte de l’effet en latitude
1932 : Débat Millikan-Compton
1933-34 : Les supernovas comme source des RC ? (Baade et Zwicky)
1937 : Découverte du muon dans le rayonnement cosmique
1938 : Découverte de l’effet est-ouest: les particules de charge + viennent
d’ouest [B.Rossi & T.Johnson] -> Compton a raison !!
1938 : Auger découvre les « grandes gerbes »
1949 : Fermi propose un mécanisme d’accélération des RCs
➨ Travaux de E. Parker (1954) …
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PIERRE AUGER
  Technique du comptage par coïncidence [W. Bothe] par compteur Geiger.
  B. Rossi => coïncidences fortuites plus élevées que la valeur théorique dans le RC…
  P. Auger => mesures systématiques (IPG, pic du midi puis à l’observatoire de la
Jungfrau): compteurs couvrant une surface ~km2 => gerbes de particules (1938).
  Appuis théoriques: études des cascades de particules secondaires (Babbha,
Oppenheimer, Heitler …) => particules découvertes dans le RC positrons (1932), muons
(1937), pions (1947)
  Ces études ont ouvert la voie aux études des grandes gerbes atmosphériques:
- Volcano Ranch (1962): découverte d’un RC avec une énergie > 1020 eV !!
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Etude du
rayonnement
cosmique
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9
TROIS ASPECTS DU RAYONNEMENT
COSMIQUE
  Le
spectre de masse (composition)
  Le
spectre en énergie (processus d’accélération)
  Le
spectre angulaire (effet de l’environnement
sur la propagation des RCs).
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LE SPECTRE EN MASSE DES RAYONS
COSMIQUES
•  Le rayonnement cosmique est
composé de 99% de nucléons et
1% d’électrons (% en nombre de
particules).
•  L’abondance des éléments est
proche des abondances solaires
sauf pour certains éléments
(Li,Be,B,Sc,etc..).
•  Différences viennent des effets
du
transport
des
RCs
(spallation).
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LE SPECTRE EN ÉNERGIE DES RAYONS
COSMIQUES
•  Le spectre se présente comme
une succession de lois de
puissance:
 F(E)∝ E-4.67; 10 GeV à 5.1015 eV
 F(E)∝E-5.05; 5.1015 eV à 3.1019 eV
 F(E)∝E-4.7; au delà 3.1019 eV
•  Ce spectre couvre 10 ordres de
grandeur en énergie et 32 ordres
de grandeurs en flux !
•  Les RCs ne sont pas détectés de
la même façon suivant les
énergies…
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MÉTHODES DE DÉTECTION DES RCS
Pour les RC jusqu’à 1015
eV:
➥ Détection par ballons et
satellites
Pour les RC au delà de1015 eV:
➥ Détection par gerbes
atmosphèriques.
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AUTRES MESSAGERS DES RCS
•  Les photons peuvent informer sur la
physique
des
RCs
(processus
d’accélération, transport, etc..)
 Emission synchrotron, CI, collisions
hadroniques, etc ….
  Emission qui va de la radio (Lofar)
jusqu’aux X et aux γ (Fermi, XMM,
Hess, ..)
•  Les collisions des RCs avec la
matière
composant
la
source
accélératrice engendre des neutrinos
de très haute énergie (Antares,
km3net).
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LE SPECTRE ANGULAIRE DES RAYONS
COSMIQUES
•  Le rayonnement cosmique est
isotrope
•  L’isotropie n’est plus vraie à
très haute énergie > 1019 eV
➥ Corrélation observée avec les
NAG (effet de déflection ?..).
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ACCÉLÉRATION DE FERMI
(1949)
  Principe
de base
  Structure
des ondes de chocs
astrophysiques
  Diffusion
  Etude
spatiale de particules
du cycle d’accélération
  Dérivation
du spectre d’accélération
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PRINCIPE DE L’ACCÉLÉRATION DE
FERMI
  Idée
de base: déflection d’une particule chargée
par un fluide magnétisé en mouvement avec
une vitesse uo dans un référentiel de
l’observateur.
  Dans
le référentiel du fluide en mouvement, le
champ magnétique est stationnaire (champ
électrique nul) ➙conservation de l’énergie de
la particule dans ce référentiel !
  Le
passage du référentiel du fluide au
référentiel de l’observateur ➙ gain d’énergie
cinétique pour la particule.
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ACCÉLÉRATION DE FERMI:
GAIN D’ÉNERGIE
  On
considère la trajectoire de la particule dans
les deux référentiels suivants:
r
B
r€
uo
r
pf
r
pi
r
B'
r r
u=0
€
€
€
Référentiel de l’observateur
€
€
€r r
u=0
Référentiel du
€
€
r
p' f
r
p'i
r
−uo
magnétisé
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Accélération de Fermi:
Gain d’énergie
 
Par la transformation de Lorentz, on peut relier les
quantités de mouvement dans les deux
référentiels:
r
r u
r r E
r
−2
2
p'= γ o  p − β  où γ o = (1− β ) et β = o

c
c
On sait que p’ conserve une norme constante donc
en écrivant l’énergie de la particule à l’entrée et à
€la sortie du milieu, on obtient:
r r
2 2

p'i c
β • p'i
2
2 4
2 2
 E i = m c + 2 + β E i + 2cE i

γo
γo
r

r
2 2
 E 2 = m 2c 4 + p' f c + β 2 E 2 + 2cE β • p' f
f
f
2
 f
γ
γ
 
o
o
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Accélération de Fermi:
Gain d’énergie Moyen
 
En soustrayant le carré de ces deux énergies, on arrive à
une expression du gain d’énergie entre l’entrée et la sortie
de la particule:
r
r
r ( p' f E f − p'i E i )
E f − E i = 2γ o uo •
≥0
E f + Ei
 
 
€
Le gain moyen d’énergie doit se faire en prenant en compte
le flux de particule de vitesse v qui traverse le choc avec un
angle θ:
€ ΔE = 2γ u p' E f cosθ f + E i cosθi = 2γ u p' cosθ
o o
o o
E f + Ei
On calcule cette valeur moyenne avec f, la fonction de
distribution: π / 2
∫ vf cos2 (θ )sin(θ )dθ 2
4
cosθ = π0 / 2
= ⇒ ΔE = γ o uo p'
20
3
3
vf
cos(
θ
)sin(
θ
)d
θ
∫
0