Rayon cosmique

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Le rayonnement cosmique est le flux de noyaux atomiques et de particules de haute énergie (c'est-à-dire relativistes) qui circulent dans le vide interstellaire. On désigne également aujourd'hui les « rayons cosmiques » sous le nom d'astroparticules.

Certaines de ces particules, de sources solaires, galactiques ou extragalactiques peuvent nous traverser, interférer avec l'ADN, traverser la roche et les bâtiments et profondément pénétrer les sols et sous-sol planétaires.

L'étude du rayonnement cosmique a commencé au début du XXe siècle avec les travaux de Victor Hess.

Une partie des rayons cosmiques de basse énergie (relativement au reste des rayons cosmiques : de l'ordre du MeV), piégée par le champ magnétique terrestre, participe à la formation des ceintures de Van Allen.

Historique[modifier | modifier le code]

La première observation conduisant à la découverte des rayons cosmiques a lieu en 1900, lorsque le physicien Charles Thomson Rees Wilson découvre que l’atmosphère est continuellement ionisée. Il suppose alors que ce phénomène est dû au rayonnement naturel de la Terre. Ses recherches sur l'électricité atmosphérique, l'ionisation et la condensation le conduisent à concevoir la première chambre à brouillard.

Mais rapidement, les scientifiques de l’époque sont intrigués par l’excès d'ions par rapport à la quantité normalement due au rayonnement naturel du sol. En 1912, le physicien autrichien Victor Franz Hess mesure le taux d’ionisation en fonction de l’altitude avec un électromètre à feuille d’or embarqué dans un ballon. L’ionisation décroît jusqu’à 700 m, puis croît au-delà. Il y a peu de différences entre le jour et la nuit. Hess en conclut que le rayonnement est d'origine cosmique c'est-à-dire provient de l'extérieur du système solaire. Ces résultats sont confirmés par Robert Millikan qui travaille à l'aide de ballons sondes.

Hess estime également que ce rayonnement est électriquement neutre. Cette hypothèse est remise en question en 1928 lorsqu'on découvre que l'essentiel du rayonnement atteignant la surface de la Terre est constitué de particules chargées. Millikan suppose alors que ces dernières résultent de l'interaction entre les rayons neutres de l'espace (rayonnement gamma) et les molécules de l'atmosphère. Arthur Compton démontre que le rayonnement est en fait 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, prouvant ainsi qu'il s'agit de particules chargées.

Schéma d'une cascade atmosphérique produite par un proton

En 1938, l'astronome français Pierre Auger découvre que ces particules déclenchent des gerbes atmosphériques. Ces particules sont dites « secondaires », par opposition aux particules « primaires » constituant le flux avant interaction avec l'atmosphère.

Composition du rayonnement cosmique[modifier | modifier le code]

Il s'agit pour sa partie chargée principalement de protons (86 %) et de noyaux d'hélium (11 %), le reste étant constitué d'électrons, de différents nucléons (noyaux d'atomes) ainsi que de quantités infimes d'antimatière légère (antiprotons et positrons). La partie neutre est quant à elle constituée de rayons gamma ainsi que de neutrinos. Cette dernière n'est pas toujours décomptée dans le rayonnement cosmique.

Les particules primaires (arrivant sur l'atmosphère) ont une énergie qui peut atteindre 1020 eV. En dehors des neutrinos, les particules détectées au sol sont essentiellement des particules secondaires issues de gerbes atmosphériques, d'énergie bien inférieure.

La particule la plus abondante au niveau de la mer est le muon, car celui-ci interagit peu avec la matière : on en dénombre en moyenne un par centimètre carré par minute. Malgré sa durée de vie de 2,2 µs, qui correspond à une distance maximale de 660 m à la vitesse de la lumière, le muon parcourt des distances beaucoup plus grandes grâce à l'effet de dilatation du temps prédit par la relativité restreinte.

Spectre[modifier | modifier le code]

Spectre du rayonnement cosmique primaire (flux d'astroparticules au sommet de l'atmosphère terrestre) ; par unité de surface (m²) par unité de temps (sec.) par unité d'angle solide (stéradian sr) et par intervalle d'énergie des particules incidentes de 1 gigaélectron-volt
Les basses énergies (zone jaune) viennent surtout du soleil, les énergies intermédiaires (bleu) des rayons cosmiques galactiques, et les plus hautes énergies (violet) sont extragalactique

Le spectre du rayonnement est la fonction reliant le flux incident de particules avec leur énergie.
Les figures ci-contre possèdent une échelle logarithmique pour intégrer la très grande amplitude de valeurs des énergies et des flux mesurés.
Ce spectre est ici donné pour le rayonnement primaire, c'est-à-dire avant l'interaction de ce rayonnement avec l'atmosphère.

Ce spectre est manifestement « non-thermique », c'est-à-dire qu'il ne résulte pas de l'émission d'un corps à une température donnée (spectre de corps noir). La pente de la droite montre que le flux décroit rapidement selon une loi de puissance. L'exposant de la loi de puissance est appelé l'indice spectral. Sa valeur globale est de 2,8.

Il existe toutefois deux ruptures de pente remarquables, bien qu'assez discrètes à l'œil nu.
- La première, à 5.1015 eV est surnommée le « genou » (flux : 1 particule/m2/ans). L'indice spectral passe d'environ 2,7 à 3,0.
- La seconde, située à 4.1019 eV est surnommée la « cheville » (flux : 1 particule/km2/an). l'indice spectral passe à 3,3.

Origine[modifier | modifier le code]

Les particules les plus énergétiques proviennent de l'espace interstellaire et intergalactique. Une partie de ces particules est déviée par le vent solaire qui apporte pour sa part essentiellement des ions et des électrons.

Les connaissances actuelles permettraient d'expliquer l'accélération des particules jusqu'au niveau du « genou » (cf. définition plus haut) par des processus astrophysiques violents tels que des chocs. Elles auraient pour origine l'explosion de supernovas, selon l'hypothèse émise en 1949 par le physicien italien Enrico Fermi, mais cela n'est pas confirmé actuellement. D'autres sources sont pressenties, qui font appel aux phénomènes astronomiques les plus énergétiques connus dans la nature : noyau actif de galaxie, sursaut gamma, trou noir, hypernovas, etc. En poussant ces modèles, il est possible de trouver une explication à l'accélération de particules jusqu'à 1020 eV. Cependant, le manque d'information sur les rayons cosmiques à de si hautes énergies ne permet pas de contraindre ces modèles.

Ainsi, leur provenance est encore en partie un mystère, mais qui devrait bientôt s'éclaircir avec la mise en service depuis 2004 de l'Observatoire Pierre Auger à Malargüe en Argentine. Pour les particules les plus énergétiques, les zetta-particules, au-delà de la cheville (4.1019 eV) les observations restent encore très peu nombreuses (moins d'une gerbe par an dans des observatoires très spécialisés comme le Fly's Eye de l'Université de l'Utah ou l'Akeno Giant Air Shower Array (Réseau d'Akeno pour les Cascades Géantes Atmosphériques)[1].

Cosmologie et astroparticules[modifier | modifier le code]

Le Big Bang, la baryogénèse, la matière noire sont les cadres de recherche qui utilisent les techniques expérimentales développées en physique des particules pour faire de l'astronomie à haute et très haute énergie.
Les thématiques principales de recherche sont :

Méthodes de détection[modifier | modifier le code]

Le réseau VERITAS de télescopes Tcherenkov.

Plusieurs méthodes de détection des rayons cosmiques à partir du sol sont actuellement utilisées. Les télescopes Tcherenkov détectent des rayons cosmiques de basse énergie (<200 GeV) en analysant leur rayonnement Tcherenkov, des rayons gamma émis lorsqu'ils traversent l'atmosphère à des vitesses supérieures à la vitesse de la lumière dans l'air[2]. Ces télescopes distinguent très efficacement les radiations du fond de ciel et celles d'origine atmosphérique, mais ne peuvent fonctionner que par des nuits claires et sans lune, et ont un champ visuel très étroit. Un autre type de télescope Tcherenkov utilise le même effet dans l'eau[3] ; ces deux types de télescopes sont couplés (de façon unique au monde) à l'observatoire Pierre Auger.

La détection de gerbes (EAS, pour Extensive Air Shower) est une autre méthode, consistant à mesurer les particules chargées provenant de l'interaction d'un rayon cosmique avec l'atmosphère, à l'aide de panneaux de scintillateurs organiques (en plastique). Cette méthode permet d'observer des rayons cosmiques beaucoup plus énergétiques, sur une large étendue de ciel, et environ 90% du temps ; mais elle est moins efficace pour distinguer les rayons cosmiques d'autres types de radiations que ne le font les télescopes Tcherenkov.

Détecteur de rayons cosmiques de l'observatoire Pierre Auger.

Une troisième méthode fut développée par Robert Fleischer, P. Buford Price (en), et Robert Walker (en) pour être utilisée dans des ballons-sondes en haute altitude[4]. Des feuilles de plastique transparent (par exemple en polycarbonate, de 0,25 mm d'épaisseur), sont superposées et exposées directement aux rayons cosmiques, qui provoquent des ruptures de liaisons chimiques ou des ionisations du plastique. Au sommet de la pile, l'effet est moindre, en raison de la grande vitesse des particules, mais, la vitesse diminuant, l'ionisation augmente en traversant les différentes feuilles ; en dissolvant le plastique, on creuse alors des cavités coniques, qui sont mesurées (avec un microscope de forte puissance). Ces cavités sont différentes pour chaque trajectoire, ce qui permet de mesurer la charge et l'énergie du rayon coismique ayant traversé le dispositif : cette méthode est d'ailleurs également utilisée pour détecter les noyaux produits dans une fission nucléaire.

Une dernière méthode utilise des chambres à brouillard[5] ou des chambres à bulles[6] pour détecter les muons secondaires créés lors de la désintégration d'un pion. Les chambres à brouillard en particulier sont aisées à fabriquer, même dans un simple laboratoire de lycée.

Applications[modifier | modifier le code]

La capacité des muons cosmiques à traverser la matière peut être exploitée en tomographie. En effet, l'atténuation du flux de particules est fonction de la densité du milieu traversé. Cette technique a notamment été utilisée par le prix Nobel de physique Luis Walter Alvarez afin de rechercher des chambres cachées dans la pyramide de Khéphren, en Égypte, mais n'a pas donné de résultats probants dans ce cas. De récents travaux conduits au volcan de la Soufrière, en Guadeloupe, laissent également présager une application à la géophysique[7].

Effets sur la santé[modifier | modifier le code]

Ce rayonnement peut être ionisant et susceptible de casser l'ADN, de causer des cancers et des malformations génétiques. Au niveau du sol il est largement dispersé par la magnétosphère ou bloqué par l'atmosphère et ses particules en suspension. Cependant les astronautes et le personnel naviguant des avions peuvent y être exposés de manière plus significative (ex : Dose efficace annuelle de 2 à 5 mSv sur des vols long-courriers[8]), d'autant plus que l'avion vole à haute-altitude[8]. En France, au début des années 2000, un Système d’information et d’évaluation par vol de l’exposition au rayonnement cosmique dans les transports aériens (dit "projet SIEVERT") a été mis en place en lien avec les compagnies d'aviation et les organismes professionnels vise à instaurer une dosimétrie réglementaire, opérationnelle pour les compagnies, permettant un calcul de dose pour chaque vol sur la base de paramètres réels (prenant notamment en compte les éruptions solaires (GLE), avec « estimation de dose et information pour le public »[8].

Bibliographie[modifier | modifier le code]

  • L. I. Dorman, Cosmic Ray Interactions, Propagation, and Acceleration in Space Plasmas, Springer, Dordrecht, 2006
  • L. I. Dorman, Cosmic Rays in the Earth's Atmosphere and Underground, Kluwer, Dordrecht, 2004
  • M. W. Friedlander, Cosmic Rays, Harvard Univ. Press, Cambridge (Mass.), 1989
  • M. W. Friedlander, A Thin Cosmic Rain : Particles From Outer Space, ibid., 2000 (Voir avec Google)
  • V. L. Ginzburg dir., Astrophysics of Cosmic Rays, North-Holland, Amsterdam, New York, 1990
  • L. Koch-Miramond & M. A. Lee dir., Particle Acceleration Processes, Shock Waves, Nucleosynthesis and Cosmic Rays, Advances in Space Research, vol. IV, no 2-3, Pergamon Press, Oxford, 1984
  • M. S. Longair, High Energy Astrophysics, Cambridge Univ. Press, Cambridge (G.-B.), 1981, 2e éd. 1994
  • J. Mayerhöfer, « Victor Franz (Francis) Hess », in C. C. Gillispie dir., Dictionary of Scientific Biography, vol. VI, p. 354-356, C. Scribner's Sons, New York, 1991
  • R. Schlickeiser, Cosmic Ray Astrophysics, Springer, Berlin, Londres, 2002
  • Y. Sekido & H. Elliot dir., Early History of Cosmic Ray Studies, Reidel, Dordrecht, 1985
  • Veniamin Sergeevich Berezinskiĭ, Vitaliĭ Lazarevich Ginzburg ; Astrophysics of cosmic rays ; 1990 (Voir avec Google)
  • P. V. Sokolsky, Introduction to Ultrahigh Energy Cosmic Ray Physics, Addison-Wesley, Redding (Mass.), 1989.

Notes[modifier | modifier le code]

Sources et références :

  • Crozon M, La querelle des rayons cosmiques, Les génies de la science, 2007, no 31, p. 24-27
  1. Présentation de l'institut de recherche en rayons cosmiques de Tokyo ((ja)+(en) Welcome to the Institute for Cosmic Ray Research (これからの宇宙線研究を考える上での2 つの大きな柱))
  2. (en) « The Detection of Cosmic Rays », Milagro Gamma-Ray Observatory, Los Alamos National Laboratory,‎ 3 avril 2002 (consulté en 22 février 2013)
  3. (en) « What are cosmic rays? », Michigan State University National Superconducting Cyclotron Laboratory (consulté en 23 février 2013)
  4. (en) R.L. Fleischer, P.B. Price, R.M. Walker, Nuclear tracks in solids: Principles and applications, University of California Press,‎ 1975
  5. (en) « Cloud Chambers and Cosmic Rays: A Lesson Plan and Laboratory Activity for the High School Science Classroom », Cornell University Laboratory for Elementary Particle Physics,‎ 2006 (consulté en 23 février 2013)
  6. DOI:10.1103/PhysRevLett.24.917
  7. Nolwenn Lesparre, Mise au point d'une méthode de tomographie géophysique utilisant les muons d'origine cosmique, thèse soutenue le 30 septembre 2011 à l'Institut de physique du globe de Paris.
  8. a, b et c J.F. Bottollier-Depois, A. Biau, P. Blanchard, Q. Chau1 P. Dessarps, P. Lantos, D. Saint-Lo, M. Valero Exposition au rayonnement cosmique à bord des avions - Le projet SIEVERT ; IPSN, Département de protection de la santé de l’homme et de dosimétrie, SFRP 2001 - Tours 19 - 21 juin

Voir aussi[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]