Transcript D’où viennent les rayons cosmiques ? Les fantasmes Pourquoi les étudier ? •

D’où viennent les rayons cosmiques ?
Les fantasmes
• Pourquoi les étudier ?
• Quelle est leur nature ?
• D’où viennent-ils ?
• Comment les détecter ?
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T1
Une « expérience » en astrophysique
Messagers
Ondes
électromagnétiques
Rayons cosmiques
Un phénomène (violent) cosmique
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T2
Pourquoi étudier les rayons cosmiques ?
Les rayons cosmiques sont des particules qui nous viennent
du cosmos. Ils bombardent la Terre en permanence.
Comme la lumière en astronomie, les rayons cosmiques
sont l’un des rares moyens d’étudier les phénomènes astrophysiques
qui leur ont donné naissance.
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T3
Qu’est-ce qu’une onde électromagnétique ?
Onde
Charges en
mouvement  électromagnétique
Tout phénomène cosmique violent
est source d’ondes
électromagnétiques détectables.
Visible : télescopes
(astronomie optique)
Ondes radio : radio-télescopes
TV
FM
AM
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T4
Qu’est-ce qu’un rayon cosmique ?
Un rayon cosmique est une particule stable. Les particules stables connues
sont en tout petit nombre :
• neutrinos
• photons (grains de lumière)
• électrons
• protons (noyaux d’hydrogène)
et autres noyaux atomiques
Noyau atomique : assemblage
de nucléons (proton ou neutron)
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T5
Le spectre d’énergie et le flux
Flux
Surface des
détecteurs
1 m2 (10-6 km2)
1 particule par m2 par seconde
Satellites
100 000 m2
(0,1 km2)
1 particule par m2 par an
Détecteurs
au sol
1 particule par km2 par an
1 particule par km2 par siècle
Énergie (eV)
1010
1015
1020
3.109 m2
(3000 km2)
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T6
Échelle d’énergie
???
1021
ZeV (zeta)
1018
EeV (exa)
Limite (?) technologie
humaine
1015
PeV (peta)
Synchrotron
(LHC : 1,5 milliard d’Euros)
1012
TeV (tera)
Synchrocyclotron
109
GeV (giga)
Accélérateur électrostatique
Réacteur nucléaire
106
MeV (méga)
Tube TV
103
keV (kilo)
Pile à 1 Euro
1
Rayon cosmique le plus
énergétique observé
Noyaux actifs de galaxies
Étoiles à neutrons
Supernovae
eV (électron-volt)
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T7
L’origine des rayons cosmiques
Tout phénomène violent peut produire des particules, lesquelles, si elles sont
chargées, peuvent être accélérées par des champs électromagnétiques.
Flux
Soleil
(neutrinos des réactions
thermonucléaires, électrons)
1 particule par m2 par seconde
Phénomènes galactiques
(supernovae, étoiles à
neutrons…)
Phénomènes
extra-galactiques
(collisions de galaxies, sursauts
gamma, galaxies à noyaux actifs…)
1 particule par m2 par an
1 particule par
km2
?????
par an
1 particule par km2 par siècle
1010
1015
1020
Énergie (eV)
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T8
Les énergies ultimes : le mystère
Le rayon cosmique le plus énergétique :
3.1020 eV (50 joules)
 Énergie énorme
 Origine totalement mystérieuse
 Seulement 20 événements similaires
observés en 40 ans
Nouvelle unité proposée :
50 joules = 1 tyson
Deux voies principales d’exploration
Les deux phénomènes les plus
violents (probablement) de l’Univers :
 Les galaxies à noyaux actifs
 Les sursauts gamma
La désintégration de
particules supermassives
créées quelque 10-35
seconde après le big-bang
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T9
Les noyaux actifs de galaxie
Le centre de certaines galaxies est occupé
par un trou noir de très grande masse qui
peut jouer le rôle d’une machine
accélératrice très puissante. On les appelle
des « galaxies actives ». Elles sont
caractérisées par l’émission d’un jet de
particules énergétiques partant du centre.
À des centaines d’années-lumière du
centre, ces jets frappent la matière
interstellaire créant des « lobes »
caractéristiques des radio-galaxies
(galaxies émettant de puissantes ondes
radio détectables avec des antennes
géantes).
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T10
Interprétation
Une galaxie active
Noyau
Lobes
Faisceau de matière à
99% de la vitesse de
la lumière, neutrinos,
photons
Détecteur
Trou noir de
100 milliards de masses solaires
I
n
t
e
r
p
r
Un accélérateur cosmique :
les sursauts gamma
• Explosions les plus violentes
depuis le big-bang
• Fréquents (environ un/jour)
• Très brefs (quelques secondes
à quelques minutes)
• Mécanisme inconnu (fusion d’une étoile
• à neutrons et d’un trou noir ???)
• Découverts dans les années 60 par les
• satellites espions militaires
américains
• VELA
Vue d’artiste d’un sursaut gamma et
du satellite SWIFT chasseur de
sursauts (lancement fin 2003)
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T11
La détection des sursauts gamma
Carte du ciel en sursauts
gamma vue par le satellite BATSE
Exemple d’un sursaut gamma se
déroulant dans le temps :
durée de l’explosion = 2 secondes
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T12
La désintégration de particules supermassives
GUT
Époque de la Grande Unification
Univers assez chaud pour créer
des particules de masse 1025 eV
Big-bang
Temps : 10-35 seconde
Taille : 10 cm
Température : 1028 K
Temps : 15 milliards
d’années (aujourd’hui)
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T13
Les détecteurs de rayons cosmiques
Les détecteurs
On utilise des détecteurs de particules adaptés aux conditions
particulières d’observation.
 une grande variété de détecteurs en fonction de la nature
et de l’énergie des rayons cosmiques
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T14
… embarqués sur des satellites
Deux détecteurs prévus sur la Station
Orbitale Internationale ISS :
EUSO pour les ultra-hautes énergies
AMS pour les très basses énergies
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T15
… sous terre
Le laboratoire souterrain de Modane, installé sous 1700 mètres
de montagne, est utilisé pour la détection des rayons cosmiques
très pénétrants (neutrinos, WIMPs...).
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T16
… sous la mer
Le détecteur ANTARES plongé dans la Méditerranée
à 1000 m de profondeur au large de Toulon
On utilise le sous-marin Nautile
de l’IFREMER pour le
déploiement des « tours ».
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T17
… et même sous la glace
Le détecteur IceCube, en construction au
Pôle Sud sous la glace de l’Antarctique
(4800 phototubes situés entre 1400 et
2400 mètres, un volume de 1 km3)
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T18
La détection au sol (en surface)
Les rayons cosmiques les plus énergétiques
pénètrent dans l’atmosphère terrestre :
 une réaction en chaîne appelée « gerbe
atmosphérique ».
Observation par un détecteur de surface
pour :
- mesurer certaines propriétés de la gerbe
- en déduire les caractéristiques du rayon
cosmique primaire.
Une gerbe de 1019 eV
12 km de haut, 10 km2 de surface au sol,
100 milliards de particules secondaires
12 km
5 km
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T19
Un « réseau de surface » : KASCADE
m2
À Karlsruhe (Allemagne)
Surface de 40000
pour l’étude de rayons cosmiques d’énergies comprises
entre 1016 et 1018 eV. Une centaine par jour sont détectés par ce réseau.
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T20
kascade+gerbe
Une gerbe
atmosphérique
Rayon cosmique primaire
Première interaction
Interactions successives
en cascade
Détecteurs
Cronin-Watson
L’Observatoire Pierre Auger
Les rayons cosmiques d’énergies extrêmes
sont très rares : une particule par km2
et par siècle au-delà de 1020 eV !
Pour les étudier, il faut construire
un détecteur géant : plusieurs milliers
de km2 pour détecter quelques dizaines
de particules par an.
C’est l’idée extravagante proposée en
1992 par Cronin et Watson.
James W. Cronin de l’université de Chicago
(USA) et Prix Nobel, et Alan A.Watson de
l’université de Leeds (Grande Bretagne), Les
promoteurs de l ’Observatoire Pierre Auger
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T22
Principe de fonctionnement de l’Observatoire Auger
Grandes gerbes atmosphériques
Cuves remplies de
12 tonnes d’eau pour la
détection des
particules de la gerbe
Télescope pour la détection
de la lumière de
fluorescence produite par
les particules de la gerbe
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T23
La taille de l’Observatoire Auger
Extrême rareté des rayons cosmiques d’énergies « ultimes » : 1 par km2
par siècle  déploiement de 1600 cuves et 24 télescopes sur 3000 km2
Ile-de-France
Pontoise
Versailles
Paris
Évry
Melun
Observatoire Auger
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T24
Le site de l’Observatoire Auger
Choix du site :
• 3000 km2 peu habités
• site plat
• atmosphère pure et climat ensoleillé
• ville proche et accessible
Malargüe
Province de Mendoza
Argentine
Cuve détectrice
au pied des Andes
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T25
Le quotidien à Malargüe
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T26
La suite ? EUSO en 2007
Si le spectre continue au-delà de 1021 eV,
il faudra couvrir des volumes encore plus
grands  observation des gerbes
atmosphériques par le détecteur EUSO
à partir de 2007, depuis la station
orbitale internationale ISS.
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T27
Conclusion
L’origine de la vingtaine de rayons
cosmiques d’énergies extrêmes
observés depuis 40 ans est
un mystère.
La solution de ce mystère, ouvrira
des fenêtres sur des paysages
encore inconnus...
20 événements
 ...sur un instant infiniment proche
des origines de notre Univers ?
 ...sur la modification de certaines
lois de la physique ?
 ...sur l’existence de nouvelles
particules inobservables autrement ?
 ...sur les phénomènes les plus violents
de l’Univers ?
 ...ou tout simplement sur l’inattendu !
« C’est peut-être la découverte du siècle !
Cela dépend évidemment de jusqu’où ça descend. »
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T28