L’étude du rayonnement cosmique aujourd’hui
Depuis le début du 20e siècle, la thématique du rayonnement cosmique se situe au cœur de la recherche en physique. Les recherches menées sur sa nature ont révélé les énergies considérables en jeu dans ce rayonnement qui a d’abord été utilisé directement pour sonder la matière aux échelles subatomiques, favorisant ainsi l’émergence d’une nouvelle discipline, la physique des particules. À partir des années 1950, les physiciens des particules ont développé leurs propres outils dédiés à la physique subatomique, les accélérateurs de particules, tandis que l’étude du rayonnement cosmique s’est orientée essentiellement vers la recherche de l’origine de ce rayonnement, donc une problématique astrophysique. Aujourd’hui, la question des sources de production du rayonnement cosmique constitue toujours une thématique de recherche d’actualité car dans une large mesure, il s’agit d’un problème non résolu, en particulier pour les ultra hautes énergies.
1/ L’origine des rayons cosmiques
2/ L’astronomie gamma
3/ L’astronomie des neutrinos
4/ Les rayons cosmiques d’ultra haute énergie
1/ L’origine des rayons cosmiques
La question des origines du rayonnement cosmique se décline en fait en plusieurs interrogations : l’identification des sources, la compréhension des mécanismes d’accélération et celle des mécanismes de propagation. En effet, le rayonnement cosmique primaire (celui qui parvient en haut de l’atmosphère terrestre) est composé de particules chargées. Par conséquent, leur mouvement depuis leur source d’émission est perturbé par les champs magnétiques rencontrés et leur direction d’arrivée ne donne aucun (ou peu) d’indices sur leur trajectoire. Néanmoins, l’allure caractéristique du spectre du rayonnement cosmique primaire (mesure du flux en fonction de l’énergie) permet de supposer que les mécanismes à l’origine de ce rayonnement seraient des processus non thermiques. Autrement dit, les rayons cosmiques seraient accélérés lors d’événements violents et très énergétiques, au sein desquels d’autres types de particules sont aussi émises : des photons gamma (rayonnement électromagnétique de très haute énergie) et des neutrinos.
La recherche des sources du rayonnement cosmique se divise donc en deux grands types de stratégie : d’une part, la détection de particules neutres émises sur les lieux de production du rayonnement cosmique et dont la direction d’arrivée pointe directement vers ces sources (photons gamma et neutrinos), et d’autre part, la détection des particules chargées dont l’énergie est si élevée (particules d’ultra haute énergie) qu’elles ne sont pas (ou peu) déviées par les champs magnétiques présents dans notre galaxie. Dans les deux cas, ce sont les interactions de ces particules avec notre planète (de l’atmosphère au noyau terrestre) que les instruments vont chercher à détecter.
2/ L’astronomie gamma
La stratosphère nous protège du rayonnement gamma. Lorsque les photons gamma pénètrent dans l’atmosphère, ils créent une gerbe électromagnétique composée de photons et d’électrons. Lors de leur traversée de l’atmosphère, ces particules se propagent plus vite que la vitesse de la lumière dans l’air et créent un rayonnement Tcherenkov (ou Čerenkov dans les publications anglo-saxonnes) dans le bleu et le proche ultraviolet. C’est ce rayonnement que cherchent à observer les télescope gamma localisés au sol. Si plusieurs d’entre eux observent simultanément ce rayonnement, ils peuvent produire une vue stéréoscopique de la gerbe et ainsi déterminer son énergie globale (donc celle du photon gamma incident) ainsi que sa direction.
En accumulant plusieurs observations de ce rayonnement, il est donc possible de réaliser des images d’objets astrophysiques en gamma. C’est le principe de l’Observatoire HESS localisé en Namibie qui compte 5 télescopes, et c’est également le principe de l’observatoire CTA en cours de construction et qui comptera plusieurs dizaines de télescopes localisés sur deux sites : un dans l’hémisphère Nord (archipel des Canaries) et un autre dans l’hémisphère sud (sur le plateau de l’Atacama au Chili). Avec HESS, les scientifiques ont observé plusieurs vestiges de supernovae qui constituent des candidats sérieux comme source de production des rayons cosmiques à des énergies inférieures à 1015 eV.
3/ L’astronomie des neutrinos
Les neutrinos interagissent très peu avec la matière. C’est à la fois un grand avantage mais également un très gros inconvénient. L’avantage réside dans son intérêt scientifique : comme il interagit très peu avec la matière, il n’est pas perturbé dans son trajet depuis le lieu de son émission et renseigne donc directement sur la localisation et la nature de sa source (et donc sur celles du rayonnement cosmique). L’inconvénient est la conséquence directe de ce peu d’interaction : il est très difficile à détecter (quelques dizaines de milliards de neutrinos nous traversent chaque seconde). Lors des rares interactions des neutrinos avec la matière, ils se désintègrent notamment en muon. Et les muons sont eux plus facilement détectables. Pour espérer détecter ces rares interactions, il faut donc surveiller d’énormes volumes de matière. La stratégie utilisée par les télescopes à neutrinos actuels consiste à utiliser l’épaisseur de la planète comme cible d’interaction entre les neutrinos et la matière et à se positionner de l’autre côté de la planète dans un volume de matière à travers lequel les muons produits seront facilement détectables : par exemple, la glace au Pôle Sud pour l’observatoire IceCube, ou l’eau dans la Mer Méditerranée pour ANTARES et son successeur KM3NeT.
Dans les deux cas, des centaines de photomultiplicateurs sont disposés le long de lignes dans des volumes de l’ordre du km³ pour capter la lumière émise par les muons lors de leur interaction avec la glace ou l’eau par rayonnement Tcherenkov. Pour l’instant, une vingtaine de neutrinos provenant de sources astrophysiques ont été détectés par IceCube donc provenant du ciel de l’hémisphère nord. Les sources n’ont pas encore été identifiées. Pour y parvenir, ces observatoires travaillent désormais conjointement avec des télescopes optiques pour réussir à « voir » ces sources.
Ces détecteurs sont conçus pour voir le passage de muons issus de la désintégration de neutrinos.
4/ Les rayons cosmiques d’ultra haute énergie
Les rayons cosmiques d’ultra haute énergie (supérieure à 1019 eV) sont ceux sur lesquels il y a le plus d’inconnus. Leurs sources ne sont pas identifiées, on ignore le mécanisme qui permet de les accélérer et de leur conférer cette énergie, et enfin leur composition n’est pas connue. Cependant, les grandes gerbes atmosphériques produites lors de leur interaction avec l’atmosphère permettent d’envisager des techniques de détection. Leur rareté (moins d’1 particule par km² et par siècle) nécessite de couvrir des très grandes surfaces pour espérer observer de telles gerbes. L’Observatoire Pierre Auger couvre ainsi une surface de 3000 km² dans la Pampa argentine. Il est constitué de milliers de cuves d’eau régulièrement réparties sur cette surface, qui permettent de détecter par effet Tcherenkov les muons créés dans les gerbes. Par ailleurs, des télescopes sont utilisés pour détecter le rayonnement émis par fluorescence de l’azote de l’air provoquée par l’excitation de ces atomes lors du passage de la gerbe. Ces deux techniques sont complémentaires : les cuves à eau permettent de mesurer le profil latéral de la gerbe (son étalement au sol) alors que les télescopes ont pour but de mesurer le profil longitudinal de la gerbe. La combinaison de ces deux techniques a pour objectif de reconstruire la gerbe pour en déterminer l’énergie et la direction. Ces caractéristiques permettent de déterminer la nature du rayon cosmique primaire. Malgré la superficie couverte, le nombre d’événements reste faible pour établir des statistiques significatives. D’autres projets sont en cours d’élaboration pour améliorer cette statistique : l’observation des signaux radio émis par les gerbes permettraient d’observer un plus grand nombre d’événements (LOFAR), et l’observation des gerbes depuis l’espace (donc vues d’en haut) permettraient d’observer de plus grandes surfaces (JEM EUSO).
Cet observatoire est constitué de 1600 cuves et 24 télescopes à fluorescence répartis sur une surface de 3000 km2.
Enfin, la composition du rayonnement cosmique constitue également une problématique de recherche. Le rayonnement cosmique primaire ne peut être mesuré que depuis l’espace ou depuis des ballons stratosphériques (avant qu’il n’interagisse avec l’atmosphère). Or depuis ces localisations, la surface des détecteurs ne peut excéder quelques m², ce qui statistiquement ne permet de détecter que des particules d’énergie de l’ordre de 1014 eV. Au-delà de ces énergies, seuls des détecteurs avec des plus grandes surfaces peuvent collecter des statistiques suffisantes, or ces expériences ne peuvent être qu’au sol. L’expérience AMS (localisée sur la station spatiale internationale) a par exemple détecté un excès d’antimatière (positrons). Si plusieurs hypothèses sont proposées (pulsar, annihilation de matière noire), aucune d’entre elles n’a pour l’instant interprété cette observation de manière convaincante.
Les rayons cosmiques d’ultra haute énergie pourraient provenir de ce type d’objets, accélérés notamment par les jets visibles sur cette image composite. (crédits : ESO/WFI (Optical); MPIfR/ESO/APEX/A.Weiss et al. (Submillimetre); NASA/CXC/CfA/R.Kraft et al. (X-ray)).
