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 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 2
introduction 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 3
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 chat soie 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 4
L électroscope 1750: l abbé Jean Antoine Nollet invente l électroscope à feuilles d or. Plateau de métal Bouchon isolant Tige métallique Fiole en verre Rubans d or très fins électroscope déchargé influence contact électroscope chargé + 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 5
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. 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 6
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 Spectre d énergie électronvolt électromagnétique (ev): 1,6. 10-19 Joule 10 3 ev 10 6 ev 10 9 ev 10 12 ev 10 15 ev 10 18 ev 10 21 ev 1 ev 1 kev 1 MeV 1 GeV 1 TeV 1 PeV 1 EeV 1 ZeV 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 7
Comment a-t-on découvert le rayonnement cosmique? 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 8
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 6ions/cm /s 3 3,5ions/cm /s 3 (prévu: 0,4ions/cm /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 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 9
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) 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 10
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! 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 11
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 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 12
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 Le circuit de coïncidence 1930: Bruno Rossi réalise un circuit qui délivre un signal de sortie lorsque deux compteurs émettent un signal simultanément 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» 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 13
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. 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 14
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 La Terre se comporte comme un aimant Effet de latitude On s attend à recevoir plus de particules chargées près des pôles et moins vers l équateur 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) 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 15
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! 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 16
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 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 17
La naissance de la Physique des Particules 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 18
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 Physique 1933 1955: découverte de l antiproton ( Chamberlain et E. Segrè) @ Berkeley 1956: antineutron B. Cork (Berkeley). 1995: atomes d anti-hydrogène @CERN 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 19
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» Mais: il n interagit pas fortement avec les noyaux Le «mésotron» n est pas il a seulement deux états de charge 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 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 20
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 0 17 p 2g durée de vie: 8.10 s 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 21
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), 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 22
L entrée en service des accélérateurs Étude des rayons cosmiques 1953 Astrophysique Physique des particules > 1995 ICRC 1953 Bagnères-de-Bigorre: «gentlemen, we have been invaded The accelerators are here» Cecil Powell Astroparticules 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 23
De quoi est constitué le rayonnement cosmique? 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 24
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! Absorbeur 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 10 15 ev! d 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 25
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 Atmosphère terrestre Rayon cosmique primaire Par exemple: proton noyau de l atmosphère Au niveau de la mer, la pluie cosmique est constituée: - principalement de muons d énergie environ 1 GeV p 0 p p + - 2% de nucléons (proton ou neutron) résultant de la fragmentation des noyaux. - 0,2% d électrons et de positrons provenant g g p + de muons qui se sont désintégrés - 0,04% de pions e e + p 0 p Au niveau de la mer, une pluie d environ 150 particules par m 2 et par seconde, Essentiellement des muons. e g g Gerbe électromagnétique (e +, e -, g) g muon n neutrino Gerbe hadronique; (principalement et neutrinos au niveau du sol) 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 26
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 1965: satellite «Proton»; Orbite : 183-589 km De 1979 à 1995: expérience franco-japonaise ECHO; chambres à émulsion dans les soutes du concorde; altitude 17 km AMS-01 (Vue depuis la station Mir) 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 27
mais également au sol 1959-1974: Vulcano Ranch (Nouveau Mexique): John Linsley; détecteurs 1980-1993: Expérience sur 8 kmfly 2 AGASA eye (Utah)- (Japon): technique vue d une de partie florescence des détecteurs, 100 km 2 environ 1962: observation d un rayon cosmique d énergie > 10 20 ev! 15 octobre 1991: observation d un rayon cosmique d énergie 3. 10 20 ev! 3 décembre 1993: observation d un rayon cosmique d énergie 2. 10 20 ev! Rayons cosmiques d ultra-haute énergie (RCUHE): 3.10 20 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? 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 28
32 ordres de grandeur! Le rayonnement cosmique primaire Composition du rayonnement cosmique primaire Détecteurs au sol; détection indirecte 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 Ballons, satellites Détection directe 2 1 particule par km et par siècle Une fraction des noyaux de Be est constituée de isotope 10 Be (radioactif, de période 1,5 million d années) De l abondance du 10 Be (rapport 10 Be / 9 Be) et d une estimation de la densité d hydrogène interstellaire, on déduit que la durée moyenne du «voyage» d un noyau de 10 Be est de 10 millions d années P C;O Li;Be,B 12 ordres de grandeur Fe Sc;Ti;Cr;Mn 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 29
D où vient-il et comment est-il accéléré? 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 30
Vie et mort des étoiles Combustion de l hydrogène Combustion de l hélium Géante rouge Naine blanche Naine noire Étoile de masse > 8 masses solaires Combustion de l hydrogène Combustion de He, C, O, Ne, Mg, Si Géante rouge Supernova Masse de l étoile initiale > 25 masses solaires «reste de supernova» (Képler, observée en 1604) Étoile à neutrons Trou noir 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 31
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 10 15 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 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 32
Objets astrophysiques pour les énergies extrêmes (E>10 15 ev) Noyaux actifs de galaxie (quasar) Région centrale d une galaxie abritant un trou noir de masse pouvant atteindre plusieurs milliards de masses solaires M87 (ou Virgo A) 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 10 19 ev Halo central Jet étendu sur 5000 a.l. GRB 090423 (13,1 milliards d années lumière) Observé en infrarouge par le télescope Gemini (Hawaï) Observé en rayons X par le satellite Swift 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 33
Comment dévoiler les sources de rayons cosmiques? Particules chargées 10 14 ev 10 19 ev Mais, les protons éjectés des accélérateurs cosmiques peuvent interagir avec le milieu environnant et donner des pions, chargés ou neutres Photons p 0 g Photons de haute énergie g Neutrinos p + n + e + - neutrinos de haute énergie n,n e 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 34
Les recherches continuent 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 35
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 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 36
AMS data: Nuclei in the TeV range 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
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) 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 38
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 ) 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 39
Télescope HESS (High Energy Stereoscopic System)(2) 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 Photons; énergie entre 100 GeV et >100 TeV 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 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 40
L observatoire AUGER (1) Rayons cosmiques d énergie supérieure à 10 18 ev 1600 stations réparties sur une surface de 3600 km 2 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 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 41
L observatoire AUGER (2) Rayons cosmiques d énergie supérieure à 10 18 ev 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 42
L observatoire AUGER (3) Rayons cosmiques d énergie supérieure à 10 18 ev Points noirs: directions d arrivée des 69 rayons cosmiques d énergie supérieure à 5,5.10 19 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. 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 43
Les télescopes à neutrinos (ANTARES, Amanda ) Neutrinos d énergie entre 10 10 ev et 10 14 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 km 2. 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. 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 44
Les effets du rayonnement cosmique «au quotidien» 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 45
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) 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 46
Les effets du rayonnement cosmique(2) Datation au carbone 14 n+ 14 N 14 C+p le 14 C est radioactif avec une période de 5730 ans alors que le 12 C 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. 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 47
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. 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 48
Merci de votre attention 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 49
Réserve 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 50
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. 10 19 ev perdraient de l énergie en interagissant avec les photons de basse énergie du CMB pour produire des pions: p+g CMB D + pp 0 pgg np + nn + nn e + n e n Le spectre d énergie des protons devrait donc présenter une coupure abrupte à cette énergie: la coupure GZK Spectre redressé (X E 3 ) des rayons cosmiques d énergie > 10 18 ev. On observe la coupure GZK vers 3. 10 19 ev (sous réserve que les rayons cosmiques d ultra-haute énergie soient bien des protons ) 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 51
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 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 52
IceCube (Antarctique) (1) 1 km 1,5 km 1 km 5160 capteurs optiques 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 53
IceCube (Antarctique) (2) Conférence «Neutrino 2012»: 2 candidats neutrino d énergie de l ordre du PeV (10 15 ev)? (en 672 jours ) 10-11/10/2012 Amphis pour tous- D. Décamp 54
Interaction forte temps u neutron proton d d u u d neutron proton u d méson p + u d u proton d u d neutron proton neutron