Rayon cosmique - Définition
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Introduction
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 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.
Histoire
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.
Spectre
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 5.1015 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.
