Les Rayons Cosmiques (1)

Au XVIIIème siècle, les physiciens Pierre et Marie Curie notaient une décharge progressive de leurs instruments de mesure qui n'avait rien à voir avec les expériences qu'il réalisaient. Ils en conclurent à l'existence d'une radioactivité naturelle provenant du sol. Cependant, cette hypothèse ne tint pas longtemps puisque des mesures de cette radioactivité furent réalisées au dessus de la mer. Alors que l'eau est censé jouer le rôle d'un bouclier, des taux de radiation notables furent mesurés. Au XXème siècle, Théodor Wolf qui s’intéressait aux radiations provenant de l'atmosphère réalisa des mesures du taux de radiation en bas puis en haut de la Tour Eiffel. Il observa que ce taux est plus fort au sol qu'en altitude. Il en conclut que l'atmosphère joue le rôle d'absorbeur de cette mystérieuse radiation si celle-ci est produite au sol. En 1912, Victor Hess réalisa des mesures du taux de radiation dans l'atmosphère mais à bord d'une montgolfière cette fois-ci. Il monta jusqu'à 5350 mètres d'altitude et s'aperçut que le taux de radiation se met à remonter à partir de 1000 mètres d'altitude. Il conclut donc à l'existence d'un rayonnement provenant du ciel.

D'autres mesures plus précises furent réalisées plus tard mais ce n'est qu'en 1925 que les premières hypothèses sur la nature de ce rayonnement arrivèrent. Millikan baptisa cette radiation le "rayonnement cosmique" et proposa qu'il est constitué de rayons gamma (photons) de très haute énergie. Compton, lui, proposa plutôt que ce rayonnement cosmique est constitué de particules chargées. C'est Compton qui obtint raison avec l'appui des travaux de Bothe et Kolhörster qui prouvèrent que le rayonnement cosmique est constitué de matière. Plus tard encore, Pierre Auger et Roland Maze découvrirent ce que l'on appelle les "gerbes électromagnétiques" et conclurent à l'existence de plusieurs types de rayons cosmiques.

Depuis, le nombre et la complexité des instruments de détection des Rayons Cosmiques n'a cessé d'augmenter, nous avons une vision de plus en plus claire de ce qu'est un rayon cosmique.

L'histoire de la découverte des Rayons Cosmiques c'est une chose mais ça ne répond pas à la question : qu'est ce qu'un Rayon Cosmique, ou plutôt, qu'est ce que le rayonnement cosmique ?

Le rayonnement cosmique est le flux de noyaux atomiques et autres particules de haute énergie qui circulent dans le milieu interstellaire (ou autrement dit, entre les étoiles). Ce rayonnement est essentiellement composé de protons (88%), de noyaux d'hélium (9%) et dans une moindre mesure, d'antiprotons, d'électrons et positrons, de particules neutres : rayons gamma, neutrinos et neutrons. Même si en principe les rayons gamma sont immatériels (ce sont des photons), je les inclus dans la catégorie des rayons cosmiques car ils sont essentiels à l'étude de ces derniers, nous en reparlerons plus loin. 😉

Les mesures de flux de rayons cosmiques ont permis de mettre en évidence ce que l'on appelle la distribution en énergie des rayons cosmiques. Chaque rayon cosmique possède une certaine vitesse, une certaine masse, et donc une certaine énergie cinétique. Ce que nous montre le spectre d'énergie des rayons cosmiques, c'est qu'elle est la quantité de rayons cosmiques que l'on reçoit sur Terre qui ont une énergie cinétique donnée.

Cette figure représente le flux d'énergie des rayons cosmiques reçu sur Terre. Il se calcule en GeV (unité d'énergie), par cm (unité de surface), par stéradian (unité d'angle solide : celui formé par une sphère connexe à la base d'un cône), par seconde (unité de temps). Et le flux de rayons cosmiques est exprimé en fonction de l'énergie des particules incidentes sur Terre. On observe que le flux de protons est dominant sur tous les autres flux (il représente ~ 99% des rayons cosmiques). Seules les particules sont considérées comme des rayons cosmiques ici (les photons n'en sont pas). [Source: masterclass.icecube.wisc.edu]

On remarque que le flux de rayons cosmiques est maximum pour des particules d'énergie 1 GeV. A plus haute énergie, le flux décroit en jusqu'au point de coupure que l'on appelle le "genou" ( GeV), puis ce flux décroit en jusqu'à un point que l'on appelle la "cheville" situé à GeV. Ce flux est alors "redressé" et décroît plus lentement en . A faible énergie, avant le GeV, le flux de rayons cosmiques décroît brusquement à cause de ce que l'on appelle la modulation solaire.

Ce schéma représente ce que l'on appelle l'héliosphère qui est la cause de la modulation solaire du flux de rayons cosmiques aux énergies inférieures à 1 GeV. Cette héliosphère est une bulle composée de différentes sous-couches ayant chacune un but précis. Le choc terminal représente une bulle sphérique de rayon ~ 90 ua (90 fois la distance Terre-Soleil) et constitue la limite à laquelle la vitesse du vent solaire (constitué de particules énergétiques) devient inférieure à la vitesse du son dans le milieu. L'héliopause possède une forme elliptique et représente la limite à laquelle le vent solaire est totalement arrêté par les vents galactiques du milieu interstellaire. Lorsqu'on s'éloigne encore, on rencontre une onde de choc (à gauche sur l'image) qui marque l'interaction entre la magnétosphère solaire et les vents galactiques de particules chargées. La majorité des rayons cosmiques de faible énergie sont arrêtés dans ce que l'on appelle l'héliogaine (Heliohealth) par collision avec le vent solaire. [Source: aasnova.org]

Cet effet est la cause de la déviation des rayons cosmiques de faible énergie par le bouclier magnétique généré par notre soleil. Il nous est donc difficile de caractériser le spectre des rayons cosmiques à faible énergie tant que l'on effectue des mesures à l'intérieur de la magnétosphère solaire.

L'origine des rayons cosmiques est encore aujourd'hui très mal connue. L'hypothèse principale consiste à dire que les rayons cosmiques sont des particules qui ont été accélérées lors d'événements violents. Les supernovæ sont aujourd'hui connues pour être les principaux accélérateurs de rayons cosmiques (jusqu'aux énergies de l'ordre du genou). A plus haute énergie, il est supposé que l'origine des rayons cosmiques est extragalactique. Mais la problématique de l'accélération des rayons cosmiques est une question ouverte... .

Dans cet article, je vais vous parler de tous les types de particules énergétiques que l'on peut trouver dans le milieu interstellaire, je vais vous expliquer comment on fait pour détecter et observer les rayons cosmiques aujourd'hui.

Le zoo des rayons cosmiques

Bien que nous ne les voyons pas, ni nous ne les ressentions, l'univers baigne de rayons cosmiques en tous genres. Saviez-vous d’ailleurs que vous êtes quotidiennement traversés par des muons ? Et par des neutrinos ? Dans cette partie, je vais m'intéresser aux rayons cosmiques que l'on trouve dans la galaxie, ou encore à bas redshift pour les passionnés de cosmologie. C'est à dire pas ceux que l'on aurait pu croiser à l'époque où l'univers était encore un bain bouillonnant de particules élémentaires du modèle standard. A ce propos, si vous n'avez aucune notion sur ce qu'est une particule du modèle standard, je vous invite vivement à lire mon article sur la physique des particules (1) : Le modèle standard où je vous donne toutes les informations nécessaires pour comprendre ce que je vais vous raconter dans la suite. 🙂

Parmi les particules de haute énergie qui se baladent dans notre galaxie, on peut distinguer trois familles : les hadrons, les leptons et les photons. Chaque particule peut interagir avec le milieu interstellaire pour passer d'une famille à une autre par exemple.

Les hadrons

Parmi les hadrons, on retrouve des particules plutôt connues comme les nucléons : des protons, des neutrons, et même des noyaux atomiques plus lourds comme les noyaux d'hélium par exemple. Dans les faits, on va retrouver beaucoup plus de protons que de noyaux d'hélium, et quasiment pas de neutrons...

Mais pourquoi ?

Pour comprendre ça, il faut remonter très tôt dans la vie de notre univers, plus précisément à l'ère de la recombinaison. A cette époque de l'univers, ce dernier est très chaud et est essentiellement composé de protons et d'électrons libres qui ne peuvent jamais s'associer ensemble parce que la présence de photons chauds les en empêche. Plus précisément, la température moyenne des photons du bain thermique est supérieure à l'énergie d'ionisation de l'atome d'hydrogène ce qui signifie qu'à chaque fois qu'un proton et un électron parviennent à se lier, un photon excite instantanément l'électron détruisant ainsi la paire. Le moment de la recombinaison correspond précisément au moment ou l'énergie moyenne des photons n'est plus suffisante pour séparer les électrons des protons. Il se forme alors des atomes d'hydrogènes puisque c'est l'élément le plus simple à former. Mais il arrive parfois que plus d'éléments se recombinent ensemble pour former des atomes d'hélium mais ceci est plus rare. C'est la raison pour laquelle aujourd'hui on retrouve trois fois plus de noyaux d'hydrogène que de noyaux d'hélium dans notre galaxie.

Et les neutrons alors ?

La quantité de neutrons dans l'univers est extrêmement faible car ils ne sont pas des éléments stables. Leur temps de demi-vie est situé autour de 15 minutes après quoi ils se désintègrent généralement en donnant un proton et un électron et un anti-neutrino électronique ou l'inverse (un antiproton, un positron et un neutrino électronique). De-plus, le neutron n'interagit que par l'intermédiaire de l'interaction forte car il ne possède pas de charge électrique, du coup il nous est impossible de les observer de manière directe.

Parmi les hadrons on va également rencontrer des particules moins connues comme les mésons par exemple : parmi ceux qui jouent un rôle important dans la dynamique du rayonnement cosmique il y a les pions. Il en existe 3 sortes : le pion de charge positive (), le pion neutre () et le pion de charge négative (). Ces particules sont instables et ont un temps de vie très court : s pour les et s pour le . On ne peut donc pas les observer de manière directe non-plus. En revanche leur rôle dans la dynamique des rayons cosmiques est non-négligeable car ils contribuent à la réaction qui décrit la production de rayons gamma à partir de la collision de deux protons.

Enfin il ne faut pas non-plus oublier de parler de l'antiparticule du proton, l'antiproton. En effet, bien qu'en faible quantité il existe des antiprotons dans notre galaxie. La recherche des sources de ces antiprotons est une problématique qui est directement liée à la question de la recherche de la matière noire dans l'univers (sujet extrêmement brûlant qui sera l'objet d'un article futur 😉 ).

Les leptons

Parmi les leptons les plus connus on peut citer l'électron et le neutrino électrique qui lui est associé. Les électrons de haute énergie peuvent être produits dans de très nombreuses situations astrophysiques. On les observe cependant en moindre quantité que les protons à cause de la présence d'une charge électrique et de leur faible masse. En effet, comme les électrons sont sensibles aux champs électriques générés par les protons libres et autres électrons libres du plasma, leur faible inertie (liée à leur masse) ne leur permet pas de se déplacer librement dans le plasma et ils vont finir par être freinés bien plus rapidement que les protons. Ils émettent au passage un rayonnement de freinage (Breemstrahlung). Lorsque leur énergie est très faible ils finissent par se thermaliser c'est à dire qu'ils finissent par avoir les mêmes propriétés cinétiques que le plasma et suivant l'état de ce dernier ils peuvent ou non se recombiner à un proton pour former un noyau d'hydrogène.

Le positron, l'antiparticule de l'électron ne survivra pas plus longtemps dans le milieu interstellaire car il finit généralement par rencontrer un électron avec lequel il va s'annihiler en donnant deux rayons gamma ().

Le second lepton de la famille est le muon. Tout comme l'électron, cette particule est chargée négativement et son antiparticule est chargée positivement. Il est cependant beaucoup plus lourd que l'électron puisque sa masse est que tandis que celle de l'électron est de . Cette particule est donc en conséquence plus difficile à produire et ceci s'ajoute au fait qu'elle est instable. Son temps de vie moyen est de . Sa désintégration donne généralement un électron, un antineutrino électronique et un neutrino muonique () et inversement pour l'antimuon. Le muon est généralement produit par la désintégration des pions chargés ( et ) qui eux-même sont issus de collisions proton-proton. C'est la raison pour laquelle une grande quantité des muons arrivent sur Terre.

Le dernier lepton est le tau (). Cette particule ne joue pas de rôle très important dans la dynamique des rayons cosmiques pour plusieurs raisons. La première est que cette particule est très difficile à produire, en effet sa masse est de MeV/c soit 17 fois la masse du muon ce qui signifie que l'énergie cinétique des particules dans le centre de masse de la réaction doit être très élevée ! De-plus, son temps de vie est extrêmement faible . Il se désintègre généralement en un pion chargé, un pion neutre et un neutrino tauique (dans 25 % des cas).

Finalement les neutrinos (toutes familles confondues) sont également des rayons cosmiques aux propriétés particulières. Ces particules sont émises à travers toutes les réactions faisant intervenir l'interaction faible (ou électrofaible). Ils peuvent provenir d'interactions entre des rayons cosmiques et du gaz du milieu interstellaire ou encore de la fusion des éléments chimiques au cœur des étoiles. Une fois créés, elles interagissent très peu avec la matière ce qui rend leur détection très difficile. Mais si elles sont détectées, elles sont très intéressantes car n'étant pas impactées par la présence de matière il est facile de remonter à la source et à ces propriétés. La détection de neutrinos est aujourd'hui un enjeu crucial en Astrophysique, en Physique des Particules et en Cosmologie... .

De la même manière que pour les leptons chargés, il existe trois types de neutrinos. Le neutrino électronique , le neutrino muonique et le neutrino tauique . D'après le modèle standard de la physique des particules ces éléments ont une masse nulle mais il a été démontré que c'est faux. Cela veut dire que le modèle standard n'est pas "complet" ! (Mais ça on le savait déjà ...). Bref, il est fortement possible que les neutrinos se retrouvent au cœur de l'actualité scientifique d'ici quelques années (avec la même ampleur que le boson de Higgs ...). Je vous laisse avec ce suspens. 😉

Les photons

Finalement on arrive au rayon cosmique le "plus" important ! Tous les rayons cosmiques sont importants mais les photons sont essentiels parce que c'est d'abord eux que les Astrophysiciens recherchent pour sonder les événements violents de notre galaxie ainsi que de l'univers local. Par photons j'entends essentiellement les rayons gamma, et accessoirement les rayons X (on peut en débattre ...), c'est à dire le rayonnement électromagnétique de haute et très haute énergie (du keV au PeV voire plus).

Par rapport aux autres rayons cosmiques, les rayons gamma et X ont l'avantage de ne pas posséder de charge électrique ni de masse ce qui en fait des particules qui se déplacent essentiellement en ligne droite, qui interagissent relativement peu avec la matière peu dense. Et que l'on peut observer efficacement de manière directe ou indirecte lorsqu'ils arrivent à proximité de la Terre (ce qui n'est pas le cas des neutrinos). Ceci permet immédiatement d'identifier la position de la source et d'en extraire des propriétés très intéressantes.

Bien que d'après la physique des particules la liste des réactions amenant à la production de rayons gamma et X ne soit pas exhaustive, dans le milieu interstellaire ces photons sont essentiellement produits par trois processus dits "non-thermiques" que je vous détaillerai dans un prochain article : le Breemstrahlung qui résulte essentiellement de la collision entre protons dans le milieu interstellaire, le rayonnement Inverse-Compton électronique qui s'opère lorsqu'un électron très énergétique rencontre un photon de faible énergie et enfin le rayonnement Synchrotron qui résulte de l'accélération de particules par un fort champ magnétique. Bien-sûr ces processus émettent des photons dans toutes les longueurs d'ondes et ce jusqu'aux ondes radio.

Les photons représentent les rayons cosmiques les plus facilement observables et qui apportent le plus d'informations intéressantes sur les sources astrophysiques. C'est la raison pour laquelle il existe une flopée de télescopes terrestres et spatiaux en tout genre qui observent des photons dans toutes les longueurs d'onde. Je vous en parle plus loin ! 😉

Comment observe t-on les rayons cosmiques ?

La science de la détection des rayons cosmiques est extrêmement complexe. Il existe de nombreuses méthodes de détection que l'on peut néanmoins discrétiser en deux catégories.  La détection directe qui consiste à mesurer les propriétés intrinsèques d'une particule incidente comme sa charge électrique, sa masse, son énergie cinétique, sa direction d'arrivée ... et la détection indirecte qui consiste essentiellement à déterminer les propriétés de la particule incidente en mesurant les propriétés intrinsèques des particules secondaires après interaction avec de la matière. Bien que différentes, ces deux catégories de méthodes sont intimement liées et le statut : direct ou indirect est généralement défini de manière relative entre les différentes expériences. Rassurez-vous vous allez comprendre de quoi je parle à travers les exemples que je vais vous donner.

Si vous avez lu mes articles sur le modèle standard, vous savez très certainement qu'il existe une flopée de particules fondamentales aux propriétés intrinsèques très différentes. Vous savez aussi qu'il est possible d'agencer ces particules pour en former des plus complexes, comme les atomes que l'on connaît bien et dont les propriétés intrinsèques sont plus complexes encore. Lorsqu'un rayon cosmique se balade et rencontre de la matière, il y a de très fortes chances qu'il interagisse avec (sauf si c'est un neutrino) et qu'il produise d'autres particules, parfois en très grande quantité. Dans ce dernier cas, on parle de cascade.

Heureusement la force du modèle standard de la physique des particules est telle qu'il est possible de prédire suivant un arbre de probabilités quel sera le résultat de l'interaction d'une particule avec une autre particule. Les physiciens ont donc pu développer avec le temps de très solides modèles statistiques permettant de simuler le passage d'un rayon cosmique choisi dans un détecteur afin d'optimiser la précision de la mesure des propriétés intrinsèques de la particule que l'on cherche à détecter. Mais tout ceci veut dire qu'il n'existe pas de détecteur de rayons cosmiques qui ne passe pas par une série de lourds traitements de l'information dont la fiabilité n'est pas absolue.

Il existe une grande quantité de détecteurs tous différents en fonction de la particule qu'ils cherchent à détecter, les plus complets étant ceux du LHC. Mais ici on va s'intéresser à quelques détecteurs de rayons cosmiques. Dans ce dernier cas, on cherche essentiellement à détecter des photons car comme je vous l'ai dit dans la première partie de l'article ce sont les seuls rayons qui ne sont pas déviés par la présence d'un champ magnétique, qui ont un temps de vie infini et qui permettent donc de reconstruire avec précision la source émettrice de rayons cosmiques. Je vous en parle en détail un peu plus loin. 😉

La détection directe : exemple du LAT

Le LAT (Large Area Telescope) est un détecteur de rayons gamma embarqué sur le satellite Fermi. Il a été lancé en 2008 pour une mission d'observation initialement prévue de 10 ans. Cet instrument permet de détecter des photons de haute énergie allant de 20 MeV à 300 GeV environ. Il est composé de trois modules complémentaires que je vais vous décrire.

Schéma du LAT. [Source: http://www.cenbg.in2p3.fr]

Le détecteur LAT est entouré de ce que l'on appelle un système de mesure d'anticoïncidences. Ce dernier est sensible à toute particule ayant une charge électrique comme les protons et les électrons par exemple. Il est composé de scintillateurs en plastiques qui vont envoyer une impulsion électrique au système de traitement de données pour indiquer qu'une particule chargée est entrée dans le détecteur et quelle partie du système d'anticoïncidences elle a traversé. Ceci permettra par la suite de retirer l'événement du traitement des données car on veut ne détecter que des photons et aucune autre particule. Or à cette énergie là, on compte beaucoup plus de protons et d'électrons que de photons... .

A l'intérieur du système d'anticoïncidences on trouve le trajectographe qui consiste en un empilement de plaques en Silicium et en Tungstène. Lorsqu'un photon entre dans le détecteur, il a une probabilité importante d'interagir avec l'une des plaques de Tungstène et d'engendrer une cascade électromagnétique (en gros une flopée de paires d'électrons-positrons et d'autres photons). Les particules chargées à l'intérieur du détecteur vont alors déposer une toute petite partie de leur énergie à chaque étage du trajectographe sur les plaques en Silicium permettant de reconstruire la direction d'arrivée du photon incident. Ce que le détecteur enregistre, ce sont des tension électriques résultant du dépôt de charge, la position des particules est reconstruite par interpolation des données avec les autres plaques.

Ensuite les particules dites "secondaires" viennent déposer une partie de leur énergie dans le dernier élément du détecteur que l'on appelle le calorimètre. L'objectif est de déterminer le plus précisément possible l'énergie du photon incident. Les particules passent dans une succession de cristaux d'Iodure de Césium et déposent une importante quantité d'énergie sous forme lumineuse. La lumière émise est captée par des photorécepteurs aux extrémités des cristaux.

Résultat d'une simulation Monte-Carlo de la propagation d'un photon d'énergie 5 GeV dans le trajectographe puis le calorimètre du LAT. On observe qu'en rencontrant les différents éléments matériels du détecteur, ce dernier réagit pour donner de nouvelles particules qui vont stimuler d'autres cellules de détection. Il peut également arriver que certains produits de la réaction sortent du détecteur (particule rétrodiffusée). Ces simulations sont réalisées un grand nombre de fois et la statistique résultante est utilisée pour la calibration de l'instrument de mesure. [Source: www.cenbg.in2p3.fr]

Finalement, la détection, la direction d'arrivée et la mesure de l'énergie d'un rayon gamma sont les résultats d'un processus extrêmement complexe de reconstruction et de traitement de données acquises par le détecteur. La quantité d’événements enregistrée est très importante, et la complexité des cascades de particules secondaire est telle que les physiciens n'ont pas d'autre choix que de d'utiliser les résultats de grosses simulations Monte-Carlo pour déterminer les propriétés intrinsèques des photons incidents.

Les détecteurs à rayonnement Cerenkov 

Nous avons vu qu'il est possible de détecter des rayons gamma de manière directe en utilisant le télescope Fermi. Mais on sait aussi que la quantité de photons détecté peut être très faible devant la quantité de protons qui traversent le détecteur. Ce qu'il faut savoir, c'est que l'énergie des rayons gamma incidents est importante, plus le nombre de photons incidents est faible. Et pour avoir une chance de détecter un photon avec une grande énergie dans un temps raisonnable, il nous faudra une surface de détection très importante. Chose qui est techniquement impossible dans le cas ou le télescope est porté par un satellite. Le télescope Fermi peut détecter des photons allant grosso-modo de 20 MeV à 300 GeV.

Mais les physiciens n'en ont jamais assez et se sont dit qu'ils pourraient observer le ciel en rayons gamma à des énergies bien plus importantes pour comprendre la nature des phénomènes puissants qui régissent l'écosystème de notre galaxie, et à plus grande échelle de notre univers. Il a donc fallu trouver un détecteur avec une surface bien plus importante que celle du satellite Fermi. Le meilleur candidat est l'atmosphère terrestre. En exploitant l'effet Cerenkov et un astucieux système de miroirs, les physiciens arrivent à détecter des photons allant de 30 GeV à plus d'une centaine de TeV !

Mais qu'est ce donc que l'effet Cerenkov ?

On l'appelle aussi rayonnement de fluorescence, cet effet a été théorisé par les physiciens Sergeï Vavilov et Pavel Tcherenkov puis Ilia Frank et Igor Tamm en 1937.

Le rayonnement Cerenkov est le rayonnement émis par une particule chargée qui se déplace plus vite que la lumière dans un milieu donné. On peut faire une analogie très simple entre le bang produit par un avion supersonique et le rayonnement de fluorescence émis par une particule chargée supraluminique.

Le rayonnement Cerenkov atmosphérique n'est pas produit par une seule particule. Lorsqu'un rayon cosmique de haute énergie entre dans notre atmosphère, il interagit avec le gaz et se désintègre en une flopée de particules secondaires toutes supraluminiques et qui elles-même vont produire de nouvelles particules supraluminiques. Chaque particule émet du rayonnement Cerenkov et la somme de tous les rayonnements forme un cône que l'on qualifie de "cône Cerenkov" [Source : www.hermanusastronomy.co.za]

Pour les matheux, la particule ne rayonne pas dans toutes les directions. Comme pour l'avion supersonique, elle va émettre un rayonnement contenu dans un cône d'ouverture angulaire par rapport à sa direction de propagation tel que est l'indice de réfraction du milieu, est la vitesse de la lumière dans le vide et est la vitesse de propagation de la particule dans le milieu.

Il est très simple de comprendre pourquoi on observe un cône et par de la lumière dans toutes les directions. Si l'on mesure la distance parcourue par notre particule pendant un temps on aura . Pendant ce temps la lumière émise aura parcouru .

Ce schéma représente le cône de lumière émis par une particule chargée supraluminique lorsqu'elle se déplace dans un milieu matériel. [Source : thespectrumofriemannium.wordpress.com]

Pourquoi la particule chargée émet-elle de la lumière en se déplaçant ?

Ceci arrive principalement quand une particule chargée se déplace dans un milieu diélectrique. Au cours de son voyage, notre particule (un proton par exemple) va passer très proche d'atomes et molécules qui composent notre atmosphère. En passant à proximité, cette dernière va dévier les électrons de leur position initiale grâce au champ électrique qu'elle émet. Ces derniers vont reprendre leur position initiale lorsque la particule sera passée et que le champ électrique moyen redevient nul. Le milieu autour de la particule chargée sera donc polarisé et cette dernière va se disperser dans l'environnement à la vitesse de la lumière dans le milieu. Les ondes lumineuses ne sont que la conséquence des mouvements oscillatoires des électrons.

Le rayonnement Cerenkov n'est pas propre à l'Astrophysique. On le retrouve dans de très nombreux domaines, en particulier ceux qui sont liés à l'émission de particules à haute énergie comme en radioactivité. C'est de ce phénomène que résulte la fluorescence observée sur les déchets radioactifs (dont la couleur jaune est si ancrée dans notre imaginaire). L'effet Cerenkov est observé dans les coeurs des réacteurs nucléaires. Dans ce cas, les particules énergétiques interagissent avec l'eau dont la densité est bien plus importante que celle de l'air, ce qui rend le rayonnement suffisamment intense pour être visible à l'oeil nu.

On observe du rayonnement Cerenkov dans tous les processus mettant en jeu des réactions générant des particules à haute énergie et en particulier en radioactivité. Ce rayonnement bleu est donc également observé dans les piscines des réacteurs nucléaires. [Source : Wikipedia]

Mais revenons à nos problèmes d'Astrophysique. Je vous ai dit que les physiciens observent le ciel en rayons gamma grâce au rayonnement Cerenkov produit dans notre atmosphère par le passage d'une particule chargée supraluminique.

Mais comment un rayon gamma peut-il engendrer une particule chargée supraluminique ?

C'est là que les choses compliquées commencent. En entrant dans l'atmosphère, notre photon va interagir avec la matière et se transformer en d'autres particules par interaction électrofaible. Ces particules filles vont également interagir avec la matière et donner d'autres particules qui elles même vont réagir et ainsi de suite ... . On parle alors de gerbe atmosphérique. Lorsqu'un photon entre dans l'atmosphère, il se produit donc ce que l'on appelle une cascade atmosphérique qui peut engendrer des milliards de particules chargées et supraluminiques qui émettent un rayonnement Cerenkov.

Schéma d'une gerbe atmosphérique à la suite de l'entrée d'un proton de haute énergie dans l'atmosphère. On observe que l'interaction du proton avec l'air atmosphérique est susceptible de générer trois types de gerbes : la gerbe électromagnétique essentiellement composée d'électrons/positions et rayons gamma, la gerbe hadronique et d'autres leptons plus lourds, les muons. [Source : Wikipedia.fr]

Certaines particules atteignent le sol mais la majorité sont freinées en cours de route dans l’atmosphère. Et finalement depuis le sol, il est possible d'observer une très faible lumière bleue aux propriétés extrêmement complexes. La nature de la particule incidente et son énergie ne pourront être déterminées qu'avec des technologies d'observation et de méthodes statistiques très poussées ... .

L'expérience H.E.S.S et le travail de reconstruction de la source

L'expérience H.E.S.S (High Energy Stereoscopic System) est un réseau de 4+1 télescopes à imagerie Cerenkov qui se trouve dans le désert de Namibie. Cette expérience, qui a vu le jour entre 2002 et 2004, a été conçue dans le but d'observer notre ciel à travers le flux de rayons gamma à très haute énergie reçu sur Terre. Contrairement à l'expérience du LAT, l'expérience H.E.S.S n'observe pas directement les photons mais plutôt le rayonnement Cerenkov émis par la cascade électromagnétique engendrée par l'arrivée du photon dans l’atmosphère. Cette technologie a permis en un peu plus d'une dizaine d'années de découvrir une centaine de sources de rayons gamma à très haute énergie (> TeV). En utilisant les données déjà présentes à des positions coïncidentes avec celles des sources étudiées, les Astrophysiciens ont pu mettre en lumière une flopée de propriétés de ces sources d'énergie mystérieuses nous permettant ainsi de mieux comprendre la nature des événements violents de notre galaxie et en dehors.

Mais comment fonctionnent les télescopes de l'expérience H.E.S.S ?

Comme je vous l'ai dit, l'expérience H.E.S.S est composée de 4 petits télescopes de 12 mètres de diamètre ainsi qu'un gros télescope de 28 mètres de diamètre. Ces télescopes travaillent ensembles afin de reconstruite la direction d'arrivée du rayon gamma incident ainsi que son énergie.

Chaque télescope est constitué d'un miroir construit à partir de petits miroirs hexagonaux qui permettent de focaliser la lumière Cerenkov sur une caméra constituée de photorécepteurs extrêmement sensibles qui sont capables de détecter les photons un par un. Ces télescopes pointent tous la même direction dans le ciel et couvrent une surface angulaire d'environ 5° carré. Leur sensibilité est telle qui leur est très facile de détecter des signaux qui n'ont pas de sens. C'est pourquoi des algorithmes ont été mis au point pour s'assurer que les signaux détectés sont bien ceux issus d'une gerbe atmosphérique. Sur chaque télescope, pour définir si un signal a été mesuré, il est nécessaire qu'au moins 5% des pixels aient mesuré un signal supérieur à une valeur seuil équivalente à quelques photons reçus. Il est aussi nécessaire qu'au moins deux télescopes se soient activés en coïncidence c'est à dire au même moment. Pour obtenir une image "suffisamment significative" d'une source de rayons gamma dans le ciel, il faudra effectuer ces opérations des milliers de fois et ce pendant plusieurs dizaines d'heures le temps que suffisamment de rayons gamma provenant de la source aient le temps de pénétrer dans notre atmosphère.

Une fois qu'un événement a bien été détecté, il s'agit de reconstruire la direction d'arrivée de la particule à l'origine de la gerbe atmosphérique, de définir s'il s'agit d'un proton incident ou d'un photon incident, et de déterminer son énergie. Je le répète encore, nous ne gardons que les photons incidents car ils suivent une trajectoire essentiellement en ligne droite contrairement aux protons qui sont très fortement influencés par les fluctuations turbulentes du champ magnétique galactique ou extra-galactique. La direction d'arrivée est reconstruite à partir d'une méthode géométrique d'intersection des images obtenues par chaque télescope, l'énergie du photon incident est calculée en utilisant les résultats de simulations Monte-Carlo préalablement réalisées en utilisant différents modèles d'atmosphère à différentes périodes de l'année et pour différentes phases et positions de la lune.

Les algorithmes qui gèrent les processus de traitement du signal permettent d'obtenir une image de la partie du ciel que l'on observe en rayons gamma à une énergie donnée qui assez particulière. Cette image est une carte représentant la distribution statistique des photons de haute énergie incidents. On parle aussi de carte de significativité de la région du ciel que l'on étudie ou encore de test statistique (TS). Cet outil permet d'avoir des informations sur la morphologie des sources à haute énergie, ainsi que sur leur distribution spectrale. Il est assez complexe et pourrait bien être le sujet d'un prochain article ;).

Exemple de carte de significativité obtenue à la suite d'une observation d'une partie du ciel avec les télescopes de l'expérience H.E.S.S. Les couleurs sont associées au "nombre de protons" indirectement reçus à travers la lumière Cerenkov et dont la direction et l'énergie d'incidence ont été reconstruites. Le petit cadre "PSF" que vous voyez en bas à gauche est lié à la significativité de la source. En Français on parle de fonction d'étalement du point. Cela signifie qu'une source ponctuelle sera observée comme une tache de ce rayon. Généralement les sources sont corélées avec d'autres sources (ici en traits noirs) observées par d'autres télescopes à d'autres longueurs d'ondes afin d'identifier la nature physique de la source de l'émission . [Source : www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/pages/home/som/2012/11/]

La détection de Neutrinos

Nous avons vu que la manière la plus efficace d'observer le ciel à haute énergie est de détecter les photons gamma émis par les objets astrophysiques (extra-)galactiques. Et ceci pour la simple raison que les autres types de rayons cosmiques ont un temps de vie trop court (neutrons, pions, particules étranges ...) ou encore sont très facilement déviés par les fluctuations magnétiques du milieu dans lequel il se propagent (protons, électrons ... ). Mais il existe un type de particule (qui n'est pas un photon) mais qui n'interagit que très peu avec la matière et qui est insensible aux fluctuations du champ magnétique.

Les neutrinos n'interagissent que par l'intermédiaire de l'interaction faible (qui par définition est faible devant l'interaction électromagnétique) et peuvent donc (si leur origine est galactique) se déplacer en ligne quasi-droite et sans perte d'énergie depuis la source d'émission vers la Terre. Cette particule si mystérieuse est enfaîte impliquée dans tous les processus radioactifs, vous rencontrerez une plus grande quantité si vous passez à proximité d'une centrale nucléaire. Mais rassurez vous ce n'est pas elle qui est responsable de la nocivité de la radioactivité, chaque seconde des milliards de ces derniers vous traversent et le principal responsable est le Soleil :).

La détection par scintillation

La détection par scintillation consiste à utiliser une grande cuve remplie d'un liquide organique comme cible pour les neutrinos incidents et entourée par des photodétecteurs. A titre d'exemple, je vous présente l'expérience KamLAND (Kamioka Liqui-scintillator Anti-Neutrino Detector). Cette expérience démarée en 2002 est basé au Japon et se trouve sous Terre. Cette expérience est donc composée d'une grande cuve de 13m de diamètre qui contient environ 1000 tonnes de liquide scintillateur. Ce ballon est entouré par 1879 photomultiplicateurs qui permettent de détecter les photons émis un par un. Cette expérience est conçue pour détecter des anti-neutrinos électroniques (d'énergie supérieure à 1.8MeV). Lorsqu'un neutrino entre dans le liquide scintillateur, il réagit avec un proton par la réaction pour donner un positron et un neutron. C'est la lumière émise par le positron dans le liquide de scintillation qui est détecté par les photomultiplicateurs. Le neutron quant-à-lui interagit généralement immédiatement avec un proton pour donner un noyau de deuterium et un rayon gamma à 2.2MeV et ce 200s après l'émission du positron. Le rayon gamma émis permet donc d'éliminer tout le bruit de fond mesuré par les photomultiplicateurs qui sont extrêmement sensibles et de ne garder que le signal émis par les anti-neutrinos électroniques. Cette expérience permet de détecter quelques neutrinos par jour (mais pas plus).

Schema de la cuve de détection de neutrinos de l'expérience KamLAND [Source : Gando et al. 2012]

Les méthodes radiochimiques

Les méthodes radiochimiques consistent à détecter les neutrinos par l'intermédiaire des éléments dont ils entraînent la désintégration. Les expériences qui utilisent des cuves à base de gallium permettent de détecter des neutrinos dont l'énergie est supérieure à 0.233 MeV. Dans ce cas, la réaction étudiée est . Les neutrinos incidents désintègrent les noyaux de Gallium 71 en Germanium 71 en produisant un électron au passage. Après environ un mois d'expérience, une fraction connue du liquide contenant le détecteur est extraite et la quantité de Germanium 71 est mesurée en utilisant le fait que cet élément est instable. Il est alors possible de remonter au nombre de neutrinos qui ont interagit avec le détecteur. Cette expérience permet de mesurer une grande quantité de neutrinos mais ne permet cependant pas de mesurer l'énergie des neutrinos incidents ansi que leur direction d'arrivée. Il existe essentiellement deux grosses expériences utilisant ce principe : SAGE (Soviet-American Gallium Experiment) basée en Russie, et GALLEX (Gallium Experiment) basée en Italie.

Il existe d'autres méthodes de détection de neutrinos qui sont en quelque sorte des variantes des deux méthodes que je vous ai présenté ci-dessus. On peut citer par exemple les méthodes de détection de neutrino par l'intermédiaire du rayonnement Cerenkov émis par les particules chargées produites lors de l'interaction d'un neutrino avec de la matière (de l'eau par exemple). Cette lumière est mesurée par de nombreux photomultiplicateurs permettant ainsi de reconstruire la direction d'arrivée du neutrino ainsi que d'estimer son énergie. C'est le principe utilisé par les expériences Super-Kamiokande (situé au Japon) et Antares (immergé dans la mer méditerranée dans la région de Toulon).

Bien qu'invisibles à l’œil nu, les rayons cosmiques jouent un rôle extrêmement important dans la dynamique de notre galaxie. Il est essentiel de citer cet aspect là car c'est l'argument principal qui justifie que les chercheurs développent autant de moyens de détection directe ou indirecte de ces mystérieuses particules.

Nous avons vu qu'il existe différents types de rayons cosmiques à l'instar du modèle standard de la physique des particules. Mais que les Astrophysiciens s'attachent essentiellement à détecter les photons produits par l'interaction de ces rayons cosmiques avec leur milieu environnant. Ou encore les neutrinos qui interagissent très peu avec la matière et qui permettent de sonder notre univers d'un point de vue différent. En effet, les rayons cosmiques peuvent être chargés et être grandement influencés par les fluctuations magnetohydrodynamiques du milieu galactique ou intergalactique. Pourtant, ce sont aspects liées au transport et à la production de rayons cosmiques que les astrophysiciens cherchent à étudier afin de comprendre les principes fondamentaux qui régissent la dynamique de notre galaxie et à plus grande échelle celle de notre univers.

Dans ce secteur, la recherche est en pleine expansion, c'est pourquoi je vous ferai prochainement un article qui passe en revue les travaux qui sont réalisés et les connaissances acquises sur le sujet. 🙂

J'espère que cet article vous à plu, n'hésitez pas à le commenter ou à m'envoyer un message si vous avez des remarques ou des questions, je me ferai un plaisir de vous répondre ! 🙂

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