Rayon cosmique

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 solaire, galactiques ou extragalactiques peuvent nous traverser, interférer avec l'ADN, traverser la roche et les bâtiments et profondément pénétrer les sol et sous-sol planétaires.

L'étude du rayonnement cosmique a commencé au début du XX 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.

Elle commence en 1900, lorsque Charles Thomson Rees Wilson découvre que l’atmosphère est continuellement ionisée. Il pense alors que c’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 à l'origine cosmique (c'est-à-dire en dehors du système solaire) de ce rayonnement. Ces résultats sont confirmés par Robert Millikan qui travaille à l'aide de ballons sondes.

Hess pense également que ces rayons sont électriquement neutres. Cette affirmation est démentie dès 1928 où l'on montre 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 par cela même qu'il s'agit de particules chargées.

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

Il s'agit pour sa partie chargée principalement de protons (entre 85 et 90%) et de noyaux d'hélium (de 9 à 14%), 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 10 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.

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'oeil nu.
- La première, à 5.10 eV est surnommée le « genou » (flux : 1 particule/m/ans). L'indice spectral passe d'environ 2,7 à 3,0.
- La seconde, située à 4.10 eV est surnommée la « cheville » (flux : 1 particule/km/an). l'indice spectral passe à 3,3.

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

Les connaissances actuelles permettent d'expliquer l'accélération des particules jusqu'au niveau du « genou » (cf. définition plus haut) par des processus astrophysiques violents. 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 10 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 (4.10 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).

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 :

• La recherche de la matière noire
• Les neutrinos (solaires, cosmiques, des supernovas).
• La désintégration du proton.
• Les ondes gravitationnelles.