LES RAYONS COSMIQUESfcasse/Rayons_Cosmique_I.pdf · PLAN DE CE CHAPITRE Histoire de la découverte des rayons cosmiques Présentation des connaissances actuelles sur les rayons cosmiques.

LES RAYONS COSMIQUES

Fabien Casse

Laboratoire AstroParticule & Cosmologie

Université Paris Diderot

M2 Astronomie & Astrophysique

PLAN DE CE CHAPITRE

 Histoire de la découverte des rayons cosmiques

 Présentation des connaissances actuelles sur les rayons cosmiques.

 Accélération de Fermi: principe de base, spectre en énergie, etc …

 Questions ouvertes sur le rayonnement cosmique.

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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 »

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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) …

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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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

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•  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).

LE SPECTRE EN ÉNERGIE DES RAYONS COSMIQUES

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•  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…

MÉTHODES DE DÉTECTION DES RCS

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Pour les RC jusqu’à 1015 eV:

➥ Détection par ballons et satellites

Pour les RC au delà de1015 eV:

➥ Détection par gerbes atmosphèriques.

AUTRES MESSAGERS DES RCS

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•  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).

LE SPECTRE ANGULAIRE DES RAYONS COSMIQUES

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•  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 ?..).

ACCÉLÉRATION DE FERMI (1949)

 Principe de base

 Structure des ondes de chocs astrophysiques

 Diffusion spatiale de particules

 Etude du cycle d’accélération

 Dérivation du spectre d’accélération 16

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. 17

 On considère la trajectoire de la particule dans les deux référentiels suivants:

ACCÉLÉRATION DE FERMI: GAIN D’ÉNERGIE

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€

r u o

€

r B

€

r p i

€

r p f

€

r u =

r 0

€

−r u o

€

r B '

€

r p 'i

€

r p ' f

€

r u =

r 0

Référentiel de l’observateur Référentiel du magnétisé

  Par la transformation de Lorentz, on peut relier les quantités de mouvement dans les deux référentiels:

  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:

Accélération de Fermi: Gain d’énergie

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€

r p '= γ o

r p −

r β

Ec

où γ o

−2 = (1−β 2) et r β =

r u oc

€

Ei2 = m2c 4 +

p'i2 c 2

γ o2 + β 2Ei

2 + 2cEi

r β •

r p 'i

γ o

E f2 = m2c 4 +

p' f2 c 2

γ o2 + β 2E f

2 + 2cE f

r β •

r p ' fγ o

  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:

  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:

  On calcule cette valeur moyenne avec f, la fonction de distribution:

Accélération de Fermi: Gain d’énergie Moyen

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€

E f − Ei = 2γ or u o •

( r p ' f E f −r p 'i Ei)

E f + Ei

≥ 0

€

ΔE = 2γ ouop'E f cosθ f + Ei cosθi

E f + Ei

= 2γ ouop' cosθ

€

cosθ =vf cos2(θ)sin(θ)dθ

0

π / 2

∫

vf cos(θ)sin(θ)dθ0

π / 2

∫=23⇒ ΔE =

43γ ouop'