Les rayons cosmiques primaires chargés

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1 Les rayons cosmiques primaires chargés Historique de leur découverte Spectre en énergie Composition: abondance Electrons/positons Muons Antiprotons Processus d accélération Expériences Ballons (BESS) Satellites (PAMELA, AMS) Catherine Leluc 1 Rayons cosmiques chargés-1

2 Les rayons cosmiques primaires Les rayons cosmiques (CR) ne sont pas vraiment des rayons, mais des atomes ionisés - allant du proton aux actinides, mais en majorité des protons et des particules α (noyau 4 He) provenant de l espace voyageant pratiquement à la vitesse de la lumière frappant notre atmosphère provenant de toutes les directions. Provenant de l espace, nous arrivent aussi des particules neutres - photons et neutrinos échappant aux champs magnétiques de la Galaxie ( T) ce qui les rend particulièrement intéressants si on veut connaître leur origine. Toutes ces particules incidentes subissent des interactions en traversant notre atmosphère, et ce que nous trouvons au niveau du sol est constitué essentiellement de muons chargés ( 400/cm 2 ) et de neutrinos. Catherine Leluc 2 Rayons cosmiques chargés-1

3 Historique Les CR ont été découverts en 1912 par Victor Hess qui se demanda pourquoi une chambre à ionisation enregistrait des radiations alors qu elle n y était pas exposée. De plus, en montant en ballon jusqu à une altitude de 5000 m, il s aperçut que le signal observé augmentait avec l altitude. Il attribua ceci à une source de radiation entrant dans l atmosphère par dessus et en 1936 reçu le Prix Nobel pour sa découverte. Pendant les années 30, Compton a montré que ces rayons devaient avoir une charge électrique car ils sont sensibles au champ magnétique terrestre. En 1938, Pierre Auger, qui avait installé des détecteurs dans les Alpes, constata que deux détecteurs installés à plusieurs mètres l un de l autre signalaient l arrivée de particules exactement au même instant. Auger venait de découvrir les extensive air showers (EAS). Les particules qui atteignent la surface de la terre sont en fait des particules secondaires créés dans l intéraction de particules primaires avec les noyaux de l atmosphère. Auger estima d après ses observations les énergies des particules primaires à environ ev énergie 10 millions de fois plus grande que celle connue à cette époque!. On ne connaissait aucun processus susceptible d accélérer des particules jusqu à une telle énergie. Aujourd hui le record mondial est de ev soit 50 Joules. Catherine Leluc 3 Rayons cosmiques chargés-1

4 Historique Altitude (km) Diffe rence Diffe rence entre l ionisation observe e et celle au niveau de la mer. Catherine Leluc 4 Rayons cosmiques charge s-1

5 Historique La physique des particules a d ailleurs pris son origine dans l observation des rayons cosmiques avant que les accélérateurs de particules n existent. Parmi ces découvertes citons celles du positron en 1932, du µ en 1937, du π et des particules étranges K en 1947, Ξ et Σ en 1953 Catherine Leluc 5 Rayons cosmiques chargés-1

6 Définitions et formules L intensité directionnelle: I(θ, φ) = dn i ds.dt.dω en [#particules m 2.s.sr ] le flux de particules de type i: Φ i,ω = I i cosθdω où θ est l angle entre la particule et la direction d observation. le flux dans un plan unité pour une radiation isotropique: Φ i = 2π π/2 0 I i cosθsinθdθ = πi i Intensité des particules au-dessus d un seuil E o : I i (E > E o ) = E o I i (E)dE la concentration de particules: ρ i = dn i dv = 4π βc I i la densité d énergie: u Ei = Eρ i de = 4π E I i(e) βc de Pour l ensemble des rayons cosmiques incidents sur l atmosphère terrestre: I tot 0.3 particules.cm 2.sr 1.s 1 Φ tot 1 particule.cm 2.s 1 ρ tot cm 3 u cr 1 ev.cm 3 Catherine Leluc 6 Rayons cosmiques chargés-1

7 Définitions et formules Les unités d intensité différentielle s expriment en [m 2.s 1.sr 1.ɛ 1 ] où ɛ peut être soit: 1) une énergie, 2) une énergie par nucléon, 3) une rigidité magnétique,r R = pc [GV] Z e avec p l impulsion [GeV/c], Ze la charge électrique de la particule considérée. On a montré dans le chapitre de l environnement spacial (page 18) que le rayon de giration (rayon de Larmor) pour une particule de charge Ze dans un champ magnétique homogène est donné par r g = γ m v Z eb = p Z eb Ce qui donne R = r g B c. Suivant les unités utilisées, on a: p[gev /c] = 0.3ZB[T ] r g [m] r g [cm] = p Ze.B = pc Ze.B.c = E[eV ] 300.Z.B[G] r g [parsec] = E[P ev ] Z B[10 10 T ] avec 1 parsec= 3, m=3,26 années-lumière. Catherine Leluc 7 Rayons cosmiques chargés-1

8 Rayons cosmiques: Spectre en énergie Energie : > 12 ordres de grandeur, Intensité: > 30 ordres de grandeur Origine du genou pas claire Changement dans: mécanisme d accélération mécanisme de propagation composition élémentaire dans les caractéristiques d interation à cause d une nouvelle particule (γ: index spectral) Loi de puissance: E γ Φ E 2.7 E < ev Φ E ev< E < ev Φ E 2.8 E > ev? Catherine Leluc 8 Rayons cosmiques chargés-1

9 Rayons cosmiques: Origine Les CR proviennent principalement de régions hors du système solaire, mais sont surtout d origine galactique: Isotropie des directions d arrivée Non observation de la diminution du flux pendant une éclipse solaire. Détection d une anti-corrélation avec l activité solaire Le fait que le spectre en énergie s étende jusqu à des énergies de ev indique que certains de ces rayonnements sont d origine extra-galactique car le champ magnétique intergalactique de 3µG ne peut maintenir de telle particule de charge Z = 1 à l intérieur de notre galaxie r g = pc 0.3B = 1021 m 30kpc Catherine Leluc 9 Rayons cosmiques chargés-1

10 Rayons cosmiques: Spectre en énergie Energetic Solar Particles (ESP) proviennent des éruptions solaires: p qqs dizaines de MeV et anti-correlés avec l activité solaire. Anomalous Cosmics Rays (ACR) proviennent de l espace interstellaire en dehors de l héliopause (particles de basses énergies 100MeV /n, Z=1) résultant de particules neutres pénétrant dans l héliosphère, puis ionisées ensuite. Leur composition diffère des autres CR; plus d He que de p et beaucoup plus d O 2 que de C. Galactic Cosmic Rays (GCR), les plus abondants provenant de l extérieur du système solaire, mais principalement de notre galaxie. Ils sont en majorité produits et accélérés dans des explosions de supernovae. En-dessous de 2 GeV, CR sont affectés par l activité solaire. Catherine Leluc 10 Rayons cosmiques chargés-1

11 Composition des rayons cosmiques Spectre mesuré en dehors de l atmosphère. p et noyaux He sont les 2 composantes les plus importantes (p = 90%, He 9% ). Tous les éléments chimiques sont présents de l hydrogène jusqu à l Uranium. Les atomes atteignent l héliosphère totalement ionisés. La connaissance du flux absolu ainsi que la forme des spectres sont des informations indispensables pour pouvoir prédire avec précision le flux de neutrinos atmosphériques. Catherine Leluc 11 Rayons cosmiques chargés-1

12 Composition des rayons cosmiques Compilation des résultats à basse énergie jusqu à mid-2003 Résultats expérimentaux de RUNJOB/JACEE jusqu à 100 TeV Catherine Leluc 12 Rayons cosmiques chargés-1

13 Abondance relative des éléments La comparaison des compositions chimiques des CR et de celle des éléments du système solaire (spectres normalisés arbitrairement au Si) présente une certaine similitude et des différences: 1. Pics C,N,O et groupe Fe très abondants dans les spectres CR et solaire 2. Effet pair-impair dans la stabilité relative des noyaux dépendant du nombre atomique dans les spectres CR et solaire 3. H, He sous-abondance des CR 4. Li, Be, B sur-abondance des CR 5. Sc, T i, V, Cr, Mn sur-abondance des CR Les points 4. et 5. sont dus à la spallation. Les rayons primaires accélérés à la sourse doivent ensuite traverser le milieu interstellaire pour atteindre la Terre et lors de ce parcours il y a collisions avec le gaz interstellaire. Li, Be, B (pas produits dans la nucléosynthèse primordiale (excepté 7 Li)) sont des produits de spallation des noyaux de C,N,O très abondants. De mêmesc, T i, V, Cr, Mn proviennent de la spallation du F e. Catherine Leluc 13 Rayons cosmiques chargés-1

14 Abondance relative des éléments On peut extraire la quantité de matière traversée par les CR entre leur création et leur observation, ainsi que le temps passé dans la galaxie. Pour un système simple ne contenant que 2 espèces, les noyaux primaires (N p ) et les secondaires (N s ) dn p dx dn s dx = N p λ p = N s λ s + N pp ps λ p X: la quantité de matériel traversé exprimée en g/cm 2 (X = ρx) λ p,λ s : longueur d intéraction (libre parcours moyen pour des collisions inélastiques) P ps : probabilité de produire un noyau secondaire par spallation du noyau primaire. Avec comme conditions initiales: N p (0)=ctte et N s (0)= 0, la solution de ce système d équations est: N s (X) N p (X) = P psλ s λ s λ p [exp( X λ p X λ s ) 1] Catherine Leluc 14 Rayons cosmiques chargés-1

15 Abondance relative des éléments On peut appliquer cette équation au groupe C N O considéré comme espèce primaire. Il faut alors prendre pour λ p une valeur moyenne pour ce groupe primaire, de même λ s pour le groupe secondaire Li, Be, B. La section efficace totale moyenne pour le groupe (C-N-O) est 280 mbarns, ce qui donne λ p 6, 0g/cm 2. Pour le groupe (Li-Be-B), on a σ tot = 200mbarns et λ s 8, 4g/cm 2. Le rapport des abondances des éléments secondaires à primaires a été trouvé expérimentalement: N s /N p 0.25 et P ps = Mettant ces valeurs dans l équation précédente, on trouve que les éléments C-N-O doivent parcourir X 5 g.cm 2 afin de créer l abondance du rapport des éléments observés. Cette estimation est évidemment très simplifiée; on suppose dans cette équation de transfert que toutes les particules traversent la même quatité de matière. Mais des modèles de propagation comportant un système d équations couplées conduisent aux mêmes résultats, soit 5 < X < 10 g.cm 2. Catherine Leluc 15 Rayons cosmiques chargés-1

16 Abondance relative des éléments La valeur obtenue pour la quantité de matière traversée nous permet d évaluer la distance totale parcourue par les rayons cosmiques entre leur source et leur arrivée vers la Terre, dans l hypothèse où ils sont confinés dans notre galaxie. Si la densité de matière dans l espace intergalactique est négligeable par rapport à celle du milieu interstellaire autour de nous, l = X ρ N cm 1Mpc. avec ρ N gr.cm 3 1 proton par cm 3. Le temps de confinement t c : t c = l/c ans Comme l d 0.15 kpc - demie épaisseur de notre disque galactique, ceci implique que le confinement des rayons cosmiques est un processus dans lequel les particules sont prisonnières pour un très long temps avant de s échapper. Catherine Leluc 16 Rayons cosmiques chargés-1

17 Abondance relative des éléments Si on étudie ces phénomènes de spallation en fonction de l énergie, on observe une diminution du rapport secondaires/primaires. La quantité de matière traversée décroit quand l énergie augmente. Ceci suggère que CR de hautes énergies passent moins de temps dans la galaxie que ceux de basses énergies. CR sont accélérés avant que la propagation commence. Si, au contraire, accélération et propagation étaient simultanées, on devrait avoir un rapport CR secondaire/primaire constant ou même augmentant avec l énergie car certains mécanismes prennent plus de temps pour accélérer les particules de hautes énergies. Catherine Leluc 17 Rayons cosmiques chargés-1

18 Cosmic Rays: Electrons et Positrons Les e et e + sont une composante faible des rayons cosmiques ( 2%). ils forment une population distincte car ils n ont pas d interaction forte dans le milieu interstellaire et ont une petite masse. Ils sont ainsi affectés par plusieurs mécanismes qui n affectent pas les noyaux d énergies semblables: perte d énergie par rayonnement de freinage sur la matière interstellaire ( E, donc peu d électrons de haute énergie) perte d énergie par rayonnement synchrotronique dans le champ magnétique galactique effet Compton inverse sur les photons visibles et ceux du rayonnement à 2.73 K. En conséquence ces électrons arrivant sur terre ne sont pas des messagers venant de très loin; ils n ont guère parcouru que quelques centaines de parsecs depuis leurs sources. Catherine Leluc 18 Rayons cosmiques chargés-1

19 Cosmic Rays: Electrons et positrons Pour des énergies 10 GeV, on observe un spectre plus pentu que pour les protons N(E)dE = 700 E 3.3 departicules m 2 s 1 sr 1 En conséquence, Le rapport e/p diminue avec l énergie; il vaut 0,83% à 10 GeV, 0,24% à 100 GeV et tombe à 0,07% à 1 TeV. Le spectre des leptons (e ± ) est dominé par les e. Les e proviennent de 2 mécanismes, tandis que les e + ne proviennent que du 2ème. e de hautes énergies proviennent des sites primaires d accélération, en particulier des explosions de supernovae. des paires e + e de hautes énergies sont produites dans les collisions des hadrons cosmiques et des γ avec le gaz interstellaire via la chaîne de désintégration π ± µ ± e ± (en b) rapport e + /(e + + e )). Catherine Leluc 19 Rayons cosmiques chargés-1

20 Cosmic Rays: Electrons et positrons Influence de l activité solaire sur le spectre d electrons Catherine Leluc 20 Rayons cosmiques chargés-1

21 Cosmic Rays: Electrons et positrons AMS-01 data Pour mesurer le spectre des e + jusqu à 50 Gev/c dans AMS-01, on a identifié les positrons grâce à la conversion des photons de bremsstrahlung. Cela donne une signature à 3 traces dans le tracker, et dans 90% des cas, la trace du milieu correspond à la trace primaire pour ces énergies. Ce processus est supprimé par un facteur pour les protons par rapport aux positrons à cause leur masse. Catherine Leluc 21 Rayons cosmiques chargés-1

22 Cosmic Rays: Electrons et positrons Statique: 79 e +, 1015 e Au-dessus de 10 GeV: 26 e + pour AMS-01, 35 pour HEAT 1994/ Tout excess de positrons pourrait être du à une nouvelle physique. Catherine Leluc 22 Rayons cosmiques chargés-1

23 Antiprotons L interaction des protons et noyaux cosmiques dans le milieu interstellaire produit parfois des paires baryon-antibaryon p + p p + p + p + p p secondaires en très faible proportion dans le rayonnement cosmique. Le spectre en énergie de ces p secondaires peut se calculer: un maximum à 2 GeV avec une décroissance rapide du flux au-dessous et au-dessus de ce pic. Le rapport p/p à GeV. Catherine Leluc 23 Rayons cosmiques chargés-1

24 Antiprotons 1er p observé avec identification de sa masse en 1993 par BESS Mais ces p pourraient provenir d une physique nouvelle: 1) l annihilation de neutralino (particules supersymétriques pouvant constituer la matière cachée de l Univers) 2) produits d évaporation de trous noirs primordiaux. Ces p devraient modifier la forme du spectre attendu. Catherine Leluc 24 Rayons cosmiques chargés-1

25 Anti-noyaux La présence d antimatière d origine primordiale est mieux signée par l existence d antinoyaux. Les bornes supérieures les plus contraignantes sur la présence de l isotope 4 He ont été obtenues par l expérience de ballon BESS (He/He < 0, ) et AMS-01 (He/He < 1, ). Dans un futur proche, on espère atteindre une limite de 10 9 grâce en particulier à AMS-02. Catherine Leluc 25 Rayons cosmiques chargés-1

26 Flux attendu par AMS Catherine Leluc 26 Rayons cosmiques chargés-1

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