un sièle d’étude des rayons cosmiques...un peu d’électricité… 6 siècles avant notre ère,...

Un siècle d’étude des rayons cosmiques

D. Décamp

Lapp

Université de Savoie

10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 2

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


introduction

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 Ces deux électricités s’attirent l’une

Vitreuse 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

ambre chat

verre soie


Les charges de même signe se repoussent; Les charges de signe opposé s’attirent.

L’électroscope

1750: l’abbé Jean Antoine Nollet invente l’électroscope à feuilles d’or.

électroscope déchargé influence contact électroscope chargé +


Plateau de métal

Bouchon isolant

Fiole en verre

Tige métallique

Rubans d’or très fins

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.

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. -----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

1 eV 1 keV 1 MeV 1 GeV 1 TeV 1 PeV 1 EeV 1 ZeV

103 eV 106 eV 109 eV 1012 eV 1015 eV 1018 eV 1021 eV

unité d’énergie électronvolt (eV): 1,6. 10-19 Joule

Spectre électromagnétique


Comment a-t-on découvert le rayonnement cosmique?

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!

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


33,5ions/cm /s

36ions/cm /s

3(prévu: 0,4ions/cm /s!)

L’hypothèse d’une ionisation de l’air due à la radioactivité de la croûte terrestre est de moins en moins crédible…

12 h 15: atterrissage près de Pieskow(Brandenbourg)

06 h 12: départ de Usti (Bohème)

10 h45:altitude max (5350 m)

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 -

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.

1913-1914: Werner Kolhörster confirme les conclusions de V. Hess; il effectue en particulier un vol à 9300 m d’altitude !

« 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

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

Le compteur Geiger-Müller; la méthode des coïncidences


Le circuit de coïncidence 1930: Bruno Rossi réalise un circuit qui délivre un signal de sortie lorsque deux compteurs émettent un signal simultanément

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

W. Bothe

Physique 1954

« pour la méthode des coïncidences et les découvertes qui en ont découlées »

Rayonnement ou particules chargées? (1)

Dans les années 1920, de nombreux physiciens s’intéressent à ce « rayonnement » d’origine extra-terrestre

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.


Physique 1923 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 ».

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.


Effets du champ magnétique terrestre sur une particule chargée


La Terre se comporte comme un aimant…

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 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)

Effet de latitude On s’attend à recevoir plus de particules chargées près des pôles et moins vers l’équateur


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

Résultats:

l’effet de latitude

est incontestable !


Physique 1927


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


La naissance de la Physique des Particules

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.

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 1936

1955: découverte de l’antiproton ( Chamberlain

et E. Segrè) @ Berkeley

1956: antineutron B. Cork (Berkeley)

….

1995: atomes d’anti-hydrogène @CERN

Physique 1933

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, -)

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 »

Mais: il n’interagit pas fortement avec les noyaux

il a seulement deux états de charge


Physique 1949

Le « mésotron » n’est pas le méson de Yukawa; C’est une nouvelle particule appelée muon ( )

Le muon est une particule très semblable à l’électron mais de masse 200 fois plus élevée

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 2,2s 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)

1950: J. Steinberger et W. Panofsky : découverte du pion neutre au cyclotron de Berkeley

durée de vie:


Physique 1950

( )

0 2p g 178.10 s

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

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)


Désintégration d’un K neutre

Désintégration d’un K chargé

, +

L’entrée en service des accélérateurs


Étude des

rayons

cosmiques

Physique des particules

Astrophysique

Astroparticules

1953

> 1995

ICRC 1953 Bagnères-de-Bigorre:

« gentlemen, we have been invaded…

The accelerators are here »

Cecil Powell


De quoi est constitué le rayonnement cosmique?

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!

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

coïncidences entre détecteurs répartis sur

1 kilomètre carré!


d

Absorbeur

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!

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.

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

- 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


p p+

p0

g g

e e+ p0

g g e g

p

p+

muon

n

neutrino

Rayon cosmique primaire Par exemple: proton

noyau de l’atmosphère Atmosphère terrestre

Gerbe électromagnétique (e+ , e-, g)

Gerbe hadronique; (principalement et neutrinos au niveau du sol)

Au niveau de la mer, une pluie d’environ 150 particules par m2 et par seconde, Essentiellement des muons.

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

De 1979 à 1995: expérience franco-japonaise ECHO; chambres à émulsion dans les soutes du concorde; altitude 17 km

2004-2010: expérience CREAM; 6 vols d’environ 1 mois à une altitude de 38-40 km

1965: satellite « Proton »; Orbite : 183-589 km

Juin 1998: 10 jours à bord de la navette Discovery; altitude: 400 km

AMS-01

(Vue depuis la station Mir)

mais également au sol…


1959-1974: Vulcano Ranch (Nouveau Mexique): John Linsley; détecteurs sur 8 km2

1962: observation d’un rayon cosmique d’énergie > 1020 eV !

1980-1993: Fly eye (Utah)- technique de florescence

15 octobre 1991: observation d’un rayon cosmique d’énergie 3. 1020 eV !

Expérience AGASA (Japon): vue d’une partie des détecteurs, 100 km2 environ

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?

Le rayonnement cosmique primaire


12 ordres de grandeur

32

ord

res

de

gran

deu

r!

1 particule par et par siècle 2km

Ballons, satellites Détection directe

Détecteurs au sol; détection indirecte

Composition du rayonnement cosmique primaire 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

P C;O Li;Be,B Fe Sc;Ti;Cr;Mn

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


D’où vient-il et comment est-il accéléré?

Vie et mort des étoiles


Naine blanche Naine noire

Supernova

Combustion de l’hydrogène

Étoile de masse > 8 masses solaires

Combustion de l’hélium

Géante rouge

Géante rouge

Combustion de l’hydrogène

Combustion de He, C, O, Ne, Mg, Si

Masse de l’étoile initiale > 25 masses solaires

Trou noir

Étoile à neutrons

« reste de supernova » (Képler, observée en 1604)

Objets astrophysiques susceptibles de produire le

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

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

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.

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


Halo central Jet étendu sur 5000 a.l.

M87 (ou Virgo A)

Observé en infrarouge par le télescope Gemini (Hawaï)

Observé en rayons X par le satellite Swift

GRB 090423 (13,1 milliards d’années lumière)

Comment dévoiler les sources de rayons cosmiques?

Particules chargées

Mais, les protons éjectés des accélérateurs cosmiques peuvent interagir avec le milieu environnant

et donner des pions, chargés ou neutres

Photons

p0

Neutrinos

p+

neutrinos de haute énergie


1014 eV

1019 eV

g

g Photons de haute énergie

n

+ e+ -

n ,ne


Les recherches continuent…

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

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 …

Z = 7 (N) P = 2.088 TeV/c

Z = 10 (Ne) P = 0.576 TeV/c

Z = 13 (Al) P = 9.148 TeV/c

Z = 14 (Si) P = 0.951 TeV/c

Z = 15 (P) P = 1.497 TeV/c

Z = 16 (S) P = 1.645 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

AMS data: Nuclei in the TeV range

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)

Télescope HESS (High Energy Stereoscopic System)(1)


Photons; énergie entre 100 GeV et >100 TeV 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.

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…)

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)

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

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




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.

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.

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.


Les effets du rayonnement cosmique « au quotidien »

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)


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.


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.


Merci de votre attention


Réserve…

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+

nne+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…)

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…


IceCube (Antarctique) (1)

1 km

1 km

1,5 km

5160 capteurs optiques


IceCube (Antarctique) (2)

Conférence « Neutrino 2012 »: 2 candidats neutrino d’énergie de l’ordre du PeV (1015 eV) ? (en 672 jours…)

u u d

proton

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neutron

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neutron proton

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méson p+

neutron

neutron

proton

proton

temps

Interaction forte

un sièle d’étude des rayons cosmiques...un peu d’électricité… 6 siècles avant notre ère,...

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