Un siècle d`étude des rayons cosmiques

Un siècle d’étude des
rayons cosmiques
D. Décamp
Lapp
Université de Savoie
1) Introduction
2) Comment a-t-on découvert le rayonnement cosmique?
3) La naissance de la Physique des Particules
4) De quoi est constitué le rayonnement cosmique?
5) D’où vient-il et comment est-il accéléré?
6) Les recherches continuent…
7) Les effets du rayonnement cosmique « au quotidien »
8) conclusion
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introduction
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Un peu d’électricité…
 6 siècles avant notre ère, Thales de Milet: l’ambre, (« êlektron » en grec),
frottée avec une fourrure attire les corps légers. Au XVIème siècle, le
physicien anglais William Gilbert donnera au fluide mystérieux qui attire
les corps légers, le nom d’électricité
 1733: Charles François de Cisternay du Fay : il y a deux
types d’électricité
 Résineuse
 Vitreuse
Ces deux électricités s’attirent l’une
l’autre et se repoussent entre elles
 Benjamin Franklin donnera par convention:
 signe - : charges électriques de l’électricité résineuse
 signe + : charges électriques de l’électricité vitreuse
Les charges de même signe se repoussent;
Les charges de signe opposé s’attirent.
ambre
verre
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chat
soie
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L’électroscope
1750: l’abbé Jean Antoine Nollet invente l’électroscope à feuilles d’or.
Plateau de métal
Tige métallique
Bouchon isolant
Fiole en verre
électroscope déchargé
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Rubans d’or très fins
influence
contact
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électroscope chargé +
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Contexte scientifique (1)
 1864: J.C. Maxwell: unification de l’électricité et du magnétisme; électromagnétisme
 1887: H. R. Hertz: la lumière est une onde électromagnétique
découverte de l’effet photoélectrique: émission « d’électrons » par un
matériau soumis à l’action de la lumière
 1895: Röntgen: découverte des rayons X; nature incertaine jusqu’à Von Laue (1912)
 1896: H. Becquerel: découverte de la radioactivité
 1897: J. J. Thomson: découverte de l’électron
 1898-1900: P. et M. Curie, E. Rutherford, P. Villard comprennent qu’il y a plusieurs types de
radioactivité: a, b, g. ( a=noyau d’hélium; b= électron)
 1905: Einstein: interprétation de l’effet photoélectrique: des « quanta de lumière »
arrachent des électrons à la matière; ces quanta seront baptisés « photons » par le
chimiste G. Lewis en 1926.
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Contexte scientifique (2)
 1911: E. Rutherford: découverte du noyau atomique
 1912: découverte des rayons cosmiques
 1913: N. Bohr: modèle de l’atome
 1919: E. Rutherford: mise en évidence du proton
 1932: Chadwick: découverte du neutron.
-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
unité
d’énergie
Spectre
électronvolt
(eV): 1,6. 10-19 Joule
électromagnétique
103 eV
1 eV
1 keV
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106 eV
1 MeV
109 eV
1012 eV
1015 eV
1018 eV
1021 eV
1 GeV
1 TeV
1 PeV
1 EeV
1 ZeV
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Comment a-t-on découvert
le rayonnement cosmique?
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Décharge spontanée des électroscopes !
 1909: le père jésuite Theodor Wulf (qui
construit les meilleurs électromètres…) mesure
l’ionisation de l’air au pied et au sommet de la
tour Eiffel.
 1911: Domenico Pacini effectue des mesures
au sol et sur la mer, à quelques km de la côte:
résultats comparables!
3,5ions/cm3 /s
(prévu: 0,4ions/cm3 /s!)
6ions/cm3 /s
mesures sous l’eau: 3m sous l’eau, le taux de
décharge est 20% inférieur à celui en surface:
compatible avec l’absorption dans l’eau d’une
radiation venant de l’extérieur
L’hypothèse d’une ionisation de l’air due à la radioactivité de la croûte terrestre est de
moins en moins crédible…
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1912: la découverte du rayonnement cosmique! (1)
De 1911 à 1912, Viktor Hess, physicien autrichien n’effectue pas moins de 10
vols en ballon pour mesurer l’ionisation atmosphérique.
- 7 août 1912 12 h 15: atterrissage près
de Pieskow(Brandenbourg)
10 h45:altitude
max (5350 m)
06 h 12: départ
de Usti (Bohème)
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1912: la découverte du rayonnement cosmique! (2)
 résultats des mesures de V. Hess:
o A quelques centaines de mètres du sol, l’ionisation décroît.(cf Wulf)
o A 1,5 km du sol, elle est égale à celle mesurée au niveau du sol.
o L’ionisation croît ensuite pour atteindre à 5000m une valeur très
supérieure à celle du niveau de la mer.
« il faut admettre l’existence
d’un rayonnement très
pénétrant, de nature encore
inconnue, venant d’en haut et
très probablement d’origine
extraterrestre »
Physique 1936
 1913-1914: Werner Kolhörster confirme les conclusions de
V. Hess; il effectue en particulier un vol à 9300 m d’altitude !
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1912: la chambre à brouillard
(ou chambre de Wilson, ou chambre à détente)
Inventée par Charles Wilson
« Le plus original et merveilleux des
Instruments de l’histoire des sciences »
Ernest Rutherford
Physique 1926
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Le compteur Geiger-Müller; la méthode des coïncidences
Le compteur Geiger-Mûller
1928: Hans Geiger et Walther Müller
proposent un nouveau détecteur
mieux adapté à la détection
des rayonnements ionisants
1929: Walther Bothe et
Werner Kolhörster placent
deux compteurs l’un au
dessus de l’autre à une
certaine distance: les deux
compteurs se déclenchent
très souvent simultanément:
traversée successive des deux
compteurs par une même
particule
Le circuit de coïncidence
1930: Bruno Rossi réalise
un circuit qui délivre un
signal de sortie lorsque
deux compteurs émettent
un signal simultanément
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W. Bothe
Physique 1954
« pour la méthode des coïncidences et
les découvertes qui en ont découlées »
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Rayonnement ou particules chargées? (1)
 Dans les années 1920, de nombreux physiciens s’intéressent à ce « rayonnement » d’origine extraterrestre
 Robert Millikan confirme les résultats de Hess et Kolhörster, en utilisant des
ballons-sondes (mesures à une altitude de 11 km, 15 km, au sol à 4000m…)
Il étudie le pouvoir de pénétration des rayons cosmiques en plaçant ses
électroscopes sous des écrans de plomb.
R. Millikan est convaincu que ce rayonnement est constitué de « super rayons
gamma », c’est-à-dire des photons ( de la lumière) de très haute énergie.
En 1925, il leur donne le nom de « rayons cosmiques ».
Physique 1923
Mais… au début des années 1930, plusieurs
expériences semblent indiquer que les rayons
cosmiques ne sont pas des photons mais des
particules chargées.
Par exemple: en 1927, le russe Dimitri Skobelzyn
observe une trace du rayonnement cosmique
courbée par le champ magnétique.
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Rayonnement ou particules chargées? (2)
Effets du champ magnétique terrestre sur une particule chargée
Une particule chargée placée dans un
champ magnétique perpendiculaire à la
vitesse décrit un cercle dont le rayon R
dépend de la masse de la particule, de
sa vitesse, de sa charge et de l’intensité
du champ magnétique
Effet de latitude
On s’attend à recevoir plus de
particules chargées près des pôles et
moins vers l’équateur
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La Terre se comporte
comme un aimant…
Effet est-ouest
Pour des particules chargées positivement,
on s’attend à une asymétrie est-ouest:
un plus grand nombre de
particules doit venir de
l’ouest que de l’est
(cet effet est inversé
si les particules sont
chargées négativement)
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Rayonnement ou particules chargées? (3)
L’effet de latitude
 Dès 1928, le physicien hollandais Jakob Clay, lors d’un voyage entre Gênes et Batavia
(maintenant Djakarta) observe un effet de 15 % en traversant quelque 50° de latitude
 En 1932, Arthur Compton met sur pied 8 expéditions vers 69 stations
de mesures réparties à la surface de la Terre, toutes avec un dispositif
expérimental identique
Physique 1927

Résultats:
l’effet de latitude
est incontestable !


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Rayonnement ou particules chargées? (4)
 Millikan embarque en direction du cercle polaire et envoie son assistant
V. Neher en Amérique du Sud; ils n’observent pas d’effet de latitude…
Millikan reste convaincu que ce sont des photons!
Fin décembre 1932 Millikan et Compton s’affrontent à la réunion de
l’Association américaine pour l’avancement des sciences; le débat est si
virulent qu’il fait la « une » du New-York Times
L’effet Est-Ouest
En 1933, l’effet Est-ouest est observé par Thomas Johnson à Mexico (19°
Nord) et Bruno Rossi en Erythrée (15° Nord)
En 1933 également, deux physiciens français
Pierre Auger et Louis Leprince-Ringuet font le voyage aller-retour
Le Havre(49° N) -Buenos Aires(34° S) à bord du « Kerguelen » et
observent à la fois l’effet de latitude et l’effet est-ouest
Au milieu des années 1930, il est acquis pour les physiciens que les rayons cosmiques sont en
majorité des particules chargées positivement. On sait aujourd’hui qu’il y a environ 87% de
protons et 10% de noyaux d’hélium
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La naissance de la
Physique des Particules
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Découverte d’une nouvelle particule: le positron
 2 août 1932: Carl Anderson
[Caltech], en utilisant une
chambre à brouillard placée dans
un champ magnétique, découvre
le positron dans le rayonnement
cosmique.
Physique 1936
 1931: Paul Dirac avait postulé l’existence d’une antiparticule de
l’électron: le positron
 1932: P. Blackett et G. Occhialini [Cambridge] observent des
paires électron-positron
Physique 1933
1955: découverte de l’antiproton ( Chamberlain
et E. Segrè) @ Berkeley
1956: antineutron B. Cork (Berkeley)
….
1995: atomes d’anti-hydrogène @CERN
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Découverte du muon
 Interaction forte
 Nécessité d’un nouvelle force liant protons et neutrons dans le noyau
(interaction nucléaire forte)
 Attractive
 Courte portée
 Indépendante de charge (pp; pn; nn)
 1935: Hideki Yukawa propose comme « médiateur » de cette
interaction une particule de masse 300 x masse de l’électron:
le méson (3 états de charge: +, 0, -)
Physique 1949
 1937: C. Anderson et S. Neddermeyer [Pikes Peak (4300 m) Colorado] et J. C. Street et
E. C. Stevenson [Harvard] découvrent une particule de masse 200X masse de l’électron: le
« Mésotron »
Le « mésotron » n’est pas
Mais: il n’interagit pas fortement avec les noyaux
le méson de Yukawa;
il a seulement deux états de charge
C’est une nouvelle
particule appelée muon (  )
Le muon est une particule très semblable à l’électron mais de masse 200 fois plus élevée
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Découverte du pion
 1947: C. Lattes, G. Occhialini et C. Powell, en utilisant des émulsions
photographiques, au Pic du Midi (2900 m) et au mont Chacalcaya (5500 m, Andes
boliviennes) découvrent qu’il y a deux « mésotrons »:
 Le muon (  ) insensible à l’interaction forte;
masse 106 MeV; durée de vie 2,2s   e+(2n)
 Le méson p (pion): c’est le méson de Yukawa,, sensible à l’interaction forte
Masse 139 MeV; durée de vie 26 ns p +(n)
Physique 1950
 1950: J. Steinberger et W. Panofsky : découverte du pion neutre au cyclotron de Berkeley
p 0  2g
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17
durée de vie: 8.10 s
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Encore des particules…
 1944: Au laboratoire des cosmiques, L. Leprince-Ringuet et L’Héritier
observent dans des collisions de rayons cosmiques, une particule de
masse environ 990x masse de l’électron
 1947: G. D. Rochester et C.C. Butler : observation de « V »; il s’agit
d’un méson K neutre se désintégrant en deux pions chargés
Désintégration
d’un K chargé
Désintégration
d’un K neutre
 1947: au Pic du Midi de Bigorre, découverte d’une particule neutre se désintégrant en proton +pion
négatif: l’hypéron lambda (  )
 1952-1953: d’autres hypérons
découverte du   (Armenteros et al)

+
découverte du  ,  (Bonetti et al)
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L’entrée en service des accélérateurs
1953
Étude des
rayons
cosmiques
Astrophysique
Physique des particules
> 1995
ICRC 1953 Bagnères-de-Bigorre:
« gentlemen, we have been invaded…
The accelerators are here »
Cecil Powell
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Astroparticules
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De quoi est constitué le
rayonnement cosmique?
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Les grandes gerbes atmosphériques
 1938, Pierre Auger place 3 compteurs en triangle de façon qu’une coïncidence triple ne
peut être produite par une seule particule mais nécessite au moins deux particules
simultanées; avec son collaborateur Roland Maze, ils réduisent le temps de résolution des
circuits de coïncidence de 1 millième à 1 millionième de seconde!
Absorbeur
A Paris, en écartant les compteurs de 5m, il y a encore des coïncidences
même résultat pour un écart de 200 m
Au Pic du Midi (2870 m), espacement de 70 m: même résultat.
 1939: à l’observatoire du Jungfraujoch (3500 m d’altitude; Suisse)
dispositif sur 300 m de distance; toujours des
d
coïncidences entre détecteurs répartis sur
1 kilomètre carré!
Interprétation : une particule primaire commune engendre sur sa
trajectoire dans l’atmosphère une myriade de particules secondaires
qui atteignent le sol en un laps de temps très bref pour apparaître
comme simultanées dans les détecteurs.
A partir de la densité des gerbes de particules détectées, P. Auger
remonte à l’énergie des particules primaires : certaines ont une
énergie dépassant 1015 eV!
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Une pluie de particules secondaires…
Les grandes gerbes atmosphériques se forment dans
les hautes couches de l’atmosphère, à plus de 20 km d’altitude.
Les interactions dans la gerbe produisent:
Des fragments de noyaux
Des pions neutres  2 gamma
Atmosphère
terrestre
Des pions chargés  muon +neutrino
Au niveau de la mer, la pluie cosmique est constituée:
- principalement de muons d’énergie environ 1 GeV
- 2% de nucléons (proton ou neutron) résultant de
la fragmentation des noyaux.
0,2% d’électrons et de positrons provenant
de muons qui se sont désintégrés
0,04% de pions
Au niveau de la mer, une pluie d’environ
150 particules par m2 et par seconde,
Essentiellement des muons.
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Rayon cosmique primaire
Par exemple: proton
noyau de l’atmosphère
p0
g
e
e
g
p+
p
p0
e+
g
p+
p
g
g

n
neutrino
muon
Gerbe électromagnétique
(e+ , e-, g)
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Gerbe hadronique;
(principalement  et
neutrinos au niveau du sol)
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De nombreuses expériences au-delà des sommets…
1947: Carl Anderson enregistre des clichés de
rayons cosmiques à 10 km d’altitude avec une
chambre à brouillard dans la soute d’un B 29
2004-2010: expérience CREAM; 6 vols
d’environ 1 mois à une altitude de 38-40 km
Juin 1998: 10 jours à bord de la navette
Discovery; altitude: 400 km
De 1979 à 1995: expérience franco-japonaise
ECHO; chambres à émulsion dans les soutes
du concorde; altitude 17 km
1965: satellite « Proton »;
Orbite : 183-589 km
AMS-01
(Vue depuis la station Mir)
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mais également au sol…
1959-1974: Vulcano Ranch (Nouveau Mexique): John Linsley;
2AGASA
Expérience
(Japon):
vue d’une
des détecteurs,
1980-1993:
Fly
eye (Utah)technique
de partie
florescence
détecteurs
sur 8 km
2
100 km environ
1962: observation d’un rayon
cosmique d’énergie > 1020 eV !
15 octobre 1991: observation
d’un rayon cosmique d’énergie
3. 1020 eV !
3 décembre 1993: observation
d’un rayon cosmique d’énergie
2. 1020 eV !
Rayons cosmiques d’ultra-haute énergie (RCUHE):
3.1020 eV= 50 joules !
C’est l’énergie cinétique d’une balle de tennis (60 g) servie à la vitesse de 160 km/h (dans un minuscule
proton…)
Comment et où sont générées des particules à de telles énergies?
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Le rayonnement cosmique primaire
32 ordres de grandeur!
Composition du rayonnement cosmique primaire
Détecteurs au sol; détection indirecte
Ballons, satellites
Détection directe
1 particule par
87% protons
11% noyaux d’hélium
2% noyaux plus lourds (du Li au Pb)
1% d’électrons et de positrons
10-4 à 10-5 d’antiprotons
Une fraction des noyaux de Be est
constituée de ‘isotope 10Be (radioactif,
de période 1,5 million d’années)
De l’abondance du 10Be (rapport 10Be /
9Be) et d’une estimation de la densité
d’hydrogène interstellaire, on déduit que
la durée moyenne du « voyage » d’un
noyau de 10Be est de 10 millions
d’années
km 2 et par siècle
P
12 ordres de grandeur
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C;O
Fe
Li;Be,B
Sc;Ti;Cr;Mn
29
D’où vient-il et comment
est-il accéléré?
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Vie et mort des étoiles
Combustion de
l’hélium
Combustion de
l’hydrogène
Géante rouge
Étoile de masse >
8 masses solaires
Naine noire
Naine blanche
Combustion de He,
C, O, Ne, Mg, Si
Combustion de
l’hydrogène
Géante rouge
Supernova
Masse de l’étoile initiale > 25
masses solaires
Étoile à neutrons
« reste de supernova »
(Képler, observée en 1604)
Trou noir
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Objets astrophysiques susceptibles de produire le
rayonnement cosmique
Reste de supernova
L’onde de choc produite par la supernova balaie le milieu interstellaire; les particules sont
diffusées par les inhomogénéités du champ magnétique et sont renvoyées de part et d’autre
de l’onde de choc un très grand nombre de fois; à chaque traversée de l’onde de choc, les
particules gagnent de l’énergie
Les restes de supernovae sont considérés comme des sources du rayonnement
cosmique jusqu’à des énergies d’environ 1015 eV
Pulsar
Les pulsars sont des étoiles à neutrons très
fortement magnétisées et tournant très
rapidement sur elles-mêmes.
Les pulsars sont également des candidats à
l’accélération du rayonnement cosmique
microquasar
Système binaire comprenant un objet compact (étoile à neutrons, trou noir) et une étoile
compagnon; il se forme un disque d’accrétion et l’objet compact émet deux jets à des vitesses
proches de celle de la lumière; ces jets sont observés en lumière visible, en ondes radio, en
rayons X et parfois en rayons gamma
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Objets astrophysiques pour les énergies extrêmes (E>1015 eV)
 Noyaux actifs de galaxie (quasar)
Région centrale d’une galaxie abritant un trou noir de masse pouvant
atteindre plusieurs milliards de masses solaires…
jets de particules provoquant des émissions en ondes radio,
infrarouge, lumière visible, ultraviolet, rayons X et/ou rayons gamma.
Ces jets extrêmement énergétiques s’étendent sur des centaines ou
des milliers d’années lumière ; ce sont de puissants
accélérateurs de rayons cosmiques potentiels.
M87 (ou Virgo A)
Halo central
Jet étendu sur 5000 a.l.
 Sursauts gamma (GRB)
Émissions de rayons gamma de très grande intensité qui
durent de quelques dixièmes à quelques dizaines de
secondes.
Ils sont situés à de très grandes distances de la Terre
(plus d’une dizaine de milliards d’années lumière) et
sont parmi les événements les plus « lumineux » de
l’Univers.
Les sursauts gamma seraient capables d’accélérer des
particules à plus de 1019 eV
GRB 090423 (13,1 milliards d’années lumière)
Observé en infrarouge par le
télescope Gemini (Hawaï)
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Observé en rayons X par le
satellite Swift
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Comment dévoiler les sources de rayons cosmiques?
 Particules chargées
1014 eV
1019 eV
Mais, les protons éjectés des accélérateurs cosmiques peuvent interagir avec le milieu environnant
et donner des pions, chargés ou neutres
 Photons
g
p0
Photons de haute énergie
g
 Neutrinos
p+ 
n
+ 
e+ -
neutrinos de haute énergie
n ,ne
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Les recherches continuent…
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AMS-02 (Alpha Magnetic Spectrometer)
Transporté par la navette Endeavour
sur la station spatiale internationale
(400 km d’altitude) le 16 mai 2011
A ce jour environ 24 milliards de
rayons cosmiques enregistrés…
Premiers résultats à l’automne 2012




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Mesures précises des flux de rayons cosmiquesentre le GeV et le
PeV: électrons, positrons, noyaux (de l’hydrogène au Fer),
gamma
Sonder l’antimatière (recherche d’anti-hélium, anti-carbone…)
Rechercher la matière noire
…
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AMS data: Nuclei in the TeV range
Z = 7 (N)
P = 2.088 TeV/c
Z = 15 (P)
P = 1.497 TeV/c
Z = 10 (Ne)
P = 0.576 TeV/c
Z = 16 (S)
P = 1.645 TeV/c
Z = 13 (Al)
P = 9.148 TeV/c
Z = 14 (Si)
P = 0.951 TeV/c
Z = 19 (K)
P = 1.686 TeV/c
Z = 20 (Ca)
P = 2.382 TeV/c
Z = 21 (Sc)
P = 0.390 TeV/c
Z = 22 (Ti)
P = 1.288 TeV/c
Z = 23 (V)
P = 0.812 TeV/c
Z = 26 (Fe)
P = 0.795 TeV/c
Satellite FERMI
Photons; énergie entre 20 MeV et 300 GeV
Mis en orbite en juillet 2008; orbite circulaire 550 km d’altitude
Dim: 2,5 m de côté et 2,8 m de hauteur; poids: 4 tonnes.
Après 3 ans d’observations:
 1 millier de noyaux actifs de galaxie
 Une soixantaine de restes de supernovae et une centaine de
pulsars
 Des sursauts gamma dont le plus énergique jamais
observé:080916C
 600 sources non associées
Les régions en rouge-orangé indiquent les
zones d’émission les plus intenses en
rayonnement gamma.
 Zone diffuse le long du plan galactique
résultant de l’interaction des particules
accélérées avec la matière interstellaire
 Signaux localisés provenant de sources
ponctuelles (restes de supernovae,
pulsars)
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Télescope HESS (High Energy Stereoscopic System)(1)
Installé depuis 2003 sur un haut plateau de
Namibie (1800 m d’altitude)
Situé dans l’hémisphère Sud, il permet de
pointer vers le centre de notre galaxie.
Photons; énergie entre 100 GeV et >100 TeV
4 télescopes avec un miroir de 12 m de
diamètre qui comporte 382 facettes
1 télescope avec un miroir de 28 m placé
au centre (mis en service en 2012, il
permet d’abaisser le seuil à 30 GeV)
Principe:
le rayon gamma interagit avec les atomes de l’atmosphère terrestre et
crée une gerbe composée d’un grand nombre d’électrons et de photons.
Ces derniers vont plus vite que la lumière dans l’atmosphère produisent
un pinceau de lumière visible et ultraviolette ( c’est l’effet Tcherenkov).
Ce flash lumineux est détecté par les télescopes dotés en leur foyer de
caméras électroniques très performantes.
La détection de ces flashes de lumière nécessite de très bonnes
conditions d’observation: nuit sans lune, pas de pollution lumineuse…)
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Télescope HESS (High Energy Stereoscopic System)(2)
Photons; énergie entre 100 GeV et >100 TeV
À la mise en service de HESS, on connaissait une
dizaine de sources gamma; HESS en a rajouté
80 dont 19 extragalactiques
Restes de supernovae
Noyaux actifs de galaxies
Nébuleuses de pulsars
Systèmes binaires
Objets non identifiés
…
Ce cliché du reste de supernova RXJ1713 montre un
rayonnement gamma d’énergie comprise entre 800 GeV et
10 TeV; l’onde de choc de ce reste de supernova (qui a eu
lieu il y a 1600 ans) est un puissant accélérateur cosmique
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L’observatoire AUGER (1)
Rayons cosmiques d’énergie supérieure à 1018 eV
1600 stations réparties sur une surface de 3600 km2
les stations sont distantes de 1,5 km.
Chaque station est remplie de 10000 l d’eau et utilise
la technique Cerenkov pour détecter les particules
chargées. Elle est munie de panneaux solaires et d’un
GPS pour la synchronisation en temps.
Le temps d’arrivée sur la station permet de mesurer la
direction.
Sur le pourtour de la surface, 4 télescopes
utilisant la technique de fluorescence
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L’observatoire AUGER (2)
Rayons cosmiques d’énergie supérieure à 1018 eV
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L’observatoire AUGER (3)
Rayons cosmiques d’énergie supérieure à 1018 eV
Points noirs: directions d’arrivée des 69 rayons cosmiques d’énergie supérieure à
5,5.1019 eV détectés par AUGER au 31 décembre 2009.
Les cercles bleus sont centrés sur les 318 AGN se trouvant à une distance
inférieure à 75 Mpc qui sont dans le champ de l’observatoire AUGER.
Sur les 69 RC observés, 18,8% se trouvent dans une région de 18 ° autour de
Centaurus A.
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Centaurus A est une galaxie elliptique massive
avec, en son cœur, un trou noir supermassif. Elle est
située à environ 12 millions d’années lumière de la
Terre. et est la galaxie radio la plus puissante du
ciel.
On pense que la masse du trou noir central
équivaut à 100 millions de masses solaires.
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Les télescopes à neutrinos (ANTARES, Amanda…)
Neutrinos d’énergie entre 1010 eV et 1014 eV
un neutrino de haute énergie interagit dans la croûte terrestre, un muon est produit,
dans la même direction.
Le muon peut parcourir jusqu’à une dizaine de km dans la croûte terrestre et émerger
dans un volume instrumenté d’eau où il crée un cône de lumière Cerenkov détecté par
un réseau de photomultiplicateurs.
La direction du muon, c’est-à-dire celle du neutrino étant déterminée, il est possible de
pointer l’origine du neutrino.
On recherche des muons montants et on observe le ciel à travers de la Terre.
ANTARES, immergé à 40 km au large de Toulon, par
2500 m de fond.
12 lignes de 350 m de hauteur, espacées les unes des
autres de 70 m et couvrant une surface de 0,1 km2.
900 phomultiplicateurs sensibles à la lumière Cerenkov
émise par le muon
Dans l’Antarctique, un détecteur similaire: Icecube,
50 fois plus volumineux, basé sur le même principe (en
remplaçant l’eau par de la glace) observe l’autre
moitié du ciel.
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Les effets du rayonnement
cosmique « au quotidien »
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Les effets du rayonnement cosmique (1)
 Contribution à la radioactivité naturelle: 15% de la dose moyenne reçue.
 Augmente avec l’altitude (double tous les 1500 m)
 Voyage Paris-New-York en avion  dose supplémentaire de 2%
 Surveillance des doses reçues parle personnel navigant des compagnies aériennes
 Sérieux problème pour les voyages interplanétaires
 Peut provoquer le dysfonctionnement d’ appareils électroniques
 Activité solaire
 Cycle de 11 ans (vent solaire plus intense lors des éruptions à sa
surface
 Perturbations dans les moyens de télécommunication, le
fonctionnement des satellites, les réseaux de distribution électrique
(grande panne de 1989 au Québec…)
 Aurores (boréales ou australes)
les particules du vent solaire sont piégées dans le champ
magnétique terrestre; les couleurs sont dues à l’oxygène
(vert et rouge) et à l’azote (bleu et rouge)
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Les effets du rayonnement cosmique(2)
 Datation au carbone 14
n+ 14N 
14C+p
le 14C est radioactif avec une période de 5730 ans alors que le 12C est stable.
 Il est possible:
 qu’ils aient une influence sur le climat
Dans le mécanisme de la formation des nuages, on pense que
Les gouttelettes se condensent autour de particules en suspension
dans l’air (les aérosols) dont certaines seraient créées à partir de
« gaz traces » tels que l’acide sulfurique, l’ammoniaque,…
En 2011, l’expérience CLOUD, au CERN a montré que l’ionisation
générée par les rayons cosmiques, accroît de façon substantielle
la formation de ces aérosols.
 qu’ils aient joué un rôle dans l’apparition de la vie sur Terre
En 1953, des chercheurs de l’université de Chicago ont montré qu’en enfermant dans un ballon des composés
inorganiques (ammoniac, hydrogène, eau…) et en soumettant le mélange à des décharges électriques pendant
plusieurs jours, on pouvait obtenir des molécules organiques (briques du vivant) telles que des acides aminés.
Il est possible que les rayons cosmiques, par leur pouvoir ionisant, aient été à l’origine de décharges électriques et
aient contribué à l’apparition de la vie…
 qu’ils aient joué un rôle dans l’évolution des espèces
On sait que les particules ionisantes sont susceptibles de causer des lésions aux molécules d’ADN et
d’entraîner des mutations; il est donc possible que les rayons cosmiques aient joué un rôle dans l’évolution des
espèces.
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Conclusion
 Découvert il y a un siècle, le rayonnement cosmique a conduit à la naissance d’un nouveau domaine
de la Physique: la physique des particules qui étudie les constituants élémentaires de la matière et
leurs interactions.
 On a découvert que la pluie de particules secondaires qui arrive au sol provient de particules
primaires qui sont en majorité des protons, des noyaux d’hélium et, en plus faible proportion, des
noyaux plus lourds. On a également découvert qu’ils parcourent plusieurs milliers d’années-lumière
avant de nous parvenir.
 Certains de ces rayons cosmiques peuvent avoir des énergies considérables (50 Joules…)
 phénomènes violents de l’univers qui pourraient être à leur origine:
 Les restes de supernovae qui semblent les sources les plus probables dans la galaxie.
 des phénomènes extragalactiques particulièrement violents: noyaux actifs de galaxies, sursauts
gamma pour les énergies extrêmes
 Les recherches des sources se poursuivent en utilisant:
 Rayons gamma de très haute énergie
 Rayons cosmiques d’ultra-haute énergie
 Neutrinos cosmiques
 Les expériences actuelles tentent de répondre à des questions telles que:
 Quelles sont les sources extragalactiques des rayons cosmiques d’ultra-haute énergie?
 Quel (s) mécanisme(s) alimente(nt) les sursauts gamma?
 Que peuvent nous apprendre les rayons cosmiques à propos de la matière noire?
Nul doute que les prochaines décennies nous apporteront de nouvelles découvertes
reliant le monde de la physique des particules à celui de l’astrophysique.
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Merci de votre attention
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Réserve…
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Coupure GZK
 1964: A. Penzias et R. Wilson découvrent le » fond diffus cosmologique »
(CMB; T=2,73 K)
 1966: K. Greisen et indépendamment G. Zatsepin et V. Kuzmin
remarquent que des protons d’énergie supérieure au seuil de
3. 1019 eV perdraient de l’énergie en interagissant avec les photons
de basse énergie du CMB pour produire des pions:
p+gCMB
D+
pp0 pgg
np+nn+ nne+nen
Le spectre d’énergie des protons devrait
donc présenter une coupure abrupte à
cette énergie: la coupure GZK
Spectre redressé (X E3 ) des rayons cosmiques
d’énergie > 1018 eV . On observe la coupure GZK
vers 3. 1019 eV (sous réserve que les rayons
cosmiques d’ultra-haute énergie soient bien des
protons…)
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Fraction de positrons
Si les positrons sont produits par des collisions de particules connues dans le milieu interstellaire, le
rapport positron/électron devrait décroître lentement avec l’énergie des positrons.
Le spectromètre en orbite PAMELA en 2010 et le satellite Fermi en 2011 ont observé une augmentation
de la fraction de positrons en fonction de l’énergie.
S’il est confirmé, cet excès de positrons pourrait provenir de sources de haute énergie (des pulsars par
exemple) ou de l’annihilation de particules de matière noire non encore identifiées…
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IceCube (Antarctique) (1)
1 km
1,5 km
1 km
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5160
capteurs
optiques
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IceCube (Antarctique) (2)
Conférence
« Neutrino 2012 »:
2 candidats neutrino
d’énergie de l’ordre
du PeV (1015 eV) ?
(en 672 jours…)
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Interaction forte
temps
u
neutron
proton
d d
u u d
neutron
proton
proton
neutron
u
d
méson p+
u d u
proton
u d
d
neutron