Rayonnement cosmique

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 Andrews 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 la pénétration des particules déclenche des gerbes atmosphériques constituées de particules dites « secondaires » — par opposition aux particules « primaires » constituant le flux avant son interaction avec l'atmosphère.

Il s'agit pour sa partie chargée principalement de protons (88 %), noyaux d'hélium (9 %), 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.

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.

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.

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Le spectre du rayonnement est la fonction reliant le flux incident de particules à leur énergie. Les figures ci-contre ont une échelle logarithmique pour intégrer la très grande amplitude des valeurs des énergies et des flux. Le spectre donné ici est celui du 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 décroît 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[1], bien qu'assez discrètes à l'œil nu :

• la première, surnommée le « genou », se situe à 5 × 10¹⁵ eV (flux : 1 particule/m²/an). L'indice spectral passe d'environ 2,7 à 3,3 ;
• la seconde, surnommée la « cheville », se situe à 4 × 10¹⁸ eV (flux : 1 particule/km²/an). L'indice spectral passe à 3,0.

Les particules les plus énergétiques proviennent de l'espace interstellaire et intergalactique. Une partie de ces particules est déviée par le vent solaire — à l'origine des aurores polaires — qui apporte pour sa part essentiellement des ions et des électrons. Ainsi l'activité solaire a un effet mesurable sur la quantité de rayonnement d'origine galactique reçue[2].

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.
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 d'Utah ou l'Akeno Giant Air Shower Array (Réseau d'Akeno pour les Cascades Géantes Atmosphériques)[3].

En 2017 les premières confirmations de l'origine géographique du rayonnement haute-énergie sont données par la publication du résultat de 12 ans de mesures faites depuis 2004 à l'Observatoire Pierre-Auger à Malargüe en Argentine[4] : ce rayonnement est clairement extragalactique, venant de galaxies situées dans une partie de l'espace située au-delà des confins de la Voie Lactée. L'observatoire a en effet capté et étudié environ 30 000 rayons présentant des énergies dépassant 8 × 10¹⁸ électrons-volts. L'étude de la distribution angulaire de leurs entrées dans l'atmosphère a fini par mettre en évidence un motif (légèrement dipolaire[4]) sur la sphère céleste. Ce motif était situé à l'opposé de la direction de la Voie lactée. Ce flux émanerait donc d'un excès de galaxies situé à une centaine de millions d'années-lumière. Reste à comprendre le mécanisme de sa production ; les spécialistes penchent pour des phénomènes nés de l'environnement d'énormes trous noirs et/ou de l'effondrement d'étoiles super-massives[5].

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.

Les différents types de détecteurs permettant d'étudier les rayons cosmiques.

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[6]. 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[7] ; 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[8]. 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 cosmique ayant traversé le dispositif : cette méthode est d'ailleurs également utilisée pour détecter les noyaux produits dans une fission nucléaire.

Moniteur à neutrons de Kerguelen

Pour mesurer le rayonnement cosmique de basse énergie (450 MeV - 15 GeV), John A. Simpson a mis au point le moniteur à neutrons dès 1948. Ces moniteurs, utilisant un principe similaire aux compteurs geiger, se sont notamment développés à l'occasion de l'année géophysique internationale de 1957 (compteur de type IGY). Leurs successeurs, les supermoniteurs NM64, sont actuellement les plus utilisés. Le réseau mondial de moniteurs sert notamment à l'étude des éruptions solaires à protons (GLE pour Ground Level Enhancement), des éjections de masse coronale (CME) conduisant à un effet Forbush (en)[alpha 1], ou encore à l'estimation des doses de radiations reçues par le personnel navigant[10]. Depuis 2007, la majorité des moniteurs à neutrons distribuent leurs données en temps réel grâce au réseau mondial de moniteurs à neutrons (NMDB (en)) qui fédère, en 2017, une quarantaine de stations.

Une dernière méthode utilise des chambres à brouillard[11] ou des chambres à bulles[12] 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.

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[13]. Les rayons cosmiques servent aussi à mesurer l'épaisseur de neige : le NRC (nivomètre à rayonnement cosmique) est utilisé par EDF[14].