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Doù viennent les rayons cosmiques ?
Les fantasmes

• Pourquoi les étudier ?
• Quelle est leur nature ?
• Doù viennent-ils ?
• Comment les détecter ?

CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T1
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Une  expérience  en astrophysique
Ondes électromagnétiques
Messagers
Rayons cosmiques
Un phénomène (violent) cosmique
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T2
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Pourquoi étudier les rayons cosmiques ?
Les rayons cosmiques sont des particules qui nous
viennent du cosmos. Ils bombardent la Terre en
permanence.
Comme la lumière en astronomie, les rayons
cosmiques sont lun des rares moyens détudier
les phénomènes astrophysiques qui leur ont donné
naissance.
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Quest-ce quune onde électromagnétique ?
Charges en mouvement
Onde électromagnétique
?
Tout phénomène cosmique violent est source
dondes électromagnétiques détectables.
Visible télescopes (astronomie optique)
Ondes radio radio-télescopes
TV
FM
AM
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Quest-ce quun rayon cosmique ?
Un rayon cosmique est une particule stable. Les
particules stables connues sont en tout petit
nombre

• neutrinos
• photons (grains de lumière)
• électrons
• protons (noyaux dhydrogène) et autres
  noyaux atomiques

Noyau atomique assemblage de nucléons (proton
ou neutron)
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Le spectre dénergie et le flux
Surface des détecteurs
Flux
1 m2 (10-6 km2)
1 particule par m2 par seconde
Satellites
100 000 m2 (0,1 km2)
1 particule par m2 par an
Détecteurs au sol
1 particule par km2 par an
3.109 m2 (3000 km2)
1 particule par km2 par siècle
Énergie (eV)
1010
1015
1020
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Échelle dénergie
Rayon cosmique le plus énergétique observé
???
ZeV (zeta)
1021
Noyaux actifs de galaxies
EeV (exa)
1018
Étoiles à neutrons
Supernovae
Limite (?) technologie humaine
PeV (peta)
1015
Synchrotron (LHC 1,5 milliard dEuros)
TeV (tera)
1012
Synchrocyclotron
GeV (giga)
109
Accélérateur électrostatique Réacteur nucléaire
MeV (méga)
106
keV (kilo)
103
Tube TV
Pile à 1 Euro
eV (électron-volt)
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Lorigine des rayons cosmiques
Tout phénomène violent peut produire des
particules, lesquelles, si elles sont chargées,
peuvent être accélérées par des champs
électromagnétiques.
Soleil (neutrinos des réactions thermonucléaires,
électrons) Phénomènes galactiques (supernovae,
étoiles à neutrons) Phénomènes
extra-galactiques (collisions de galaxies,
sursauts gamma, galaxies à noyaux actifs) ?????
Flux
1 particule par m2 par seconde
1 particule par m2 par an
1 particule par km2 par an
1 particule par km2 par siècle
Énergie (eV)
1010
1015
1020
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Les énergies ultimes  le mystère
Le rayon cosmique le plus énergétique 3.1020 eV
(50 joules)

• Énergie énorme
• Origine totalement mystérieuse
• Seulement 20 événements similaires
  observés en 40 ans

Nouvelle unité proposée 50 joules 1 tyson
Deux voies principales dexploration

• Les deux phénomènes les plus
• violents (probablement) de lUnivers
• Les galaxies à noyaux actifs
• Les sursauts gamma

La désintégration de particules supermassives
créées quelque 10-35 seconde après le big-bang
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Les noyaux actifs de galaxie
Le centre de certaines galaxies est occupé par un
trou noir de très grande masse qui peut jouer le
rôle dune machine accélératrice très puissante.
On les appelle des  galaxies actives . Elles
sont caractérisées par lémission dun jet de
particules énergétiques partant du centre.
À des centaines dannées-lumière du centre, ces
jets frappent la matière interstellaire créant
des  lobes  caractéristiques des radio-galaxies
(galaxies émettant de puissantes ondes radio
détectables avec des antennes géantes).
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Interprétation
Interprétation
Détecteur
Slide from Pr W. Hofmann
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Un accélérateur cosmique 
les sursauts gamma

• Explosions les plus violentes depuis le
  big-bang
• Fréquents (environ un/jour)
• Très brefs (quelques secondes à quelques
  minutes)
• Mécanisme inconnu (fusion dune étoile
• à neutrons et dun trou noir ???)
• Découverts dans les années 60 par les
• satellites espions militaires américains
• VELA

Vue dartiste dun sursaut gamma et du satellite
SWIFT chasseur de sursauts (lancement fin 2003)
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La détection des sursauts gamma
Carte du ciel en sursauts gamma vue par le
satellite BATSE
Exemple dun sursaut gamma se déroulant dans le
temps durée de lexplosion 2 secondes
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GUT
La désintégration de particules supermassives
Époque de la Grande Unification Univers assez
chaud pour créer des particules de masse 1025 eV
Big-bang
Temps  10-35 seconde Taille  10
cm Température  1028 K
Temps  15 milliards dannées (aujourdhui)
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Les détecteurs
Les détecteurs de rayons cosmiques
On utilise des détecteurs de particules adaptés
aux conditions particulières dobservation. ? une
grande variété de détecteurs en fonction de la
nature et de lénergie des rayons cosmiques
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embarqués sur des satellites
Deux détecteurs prévus sur la Station Orbitale
Internationale ISS EUSO pour les ultra-hautes
énergies AMS pour les très basses énergies
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 sous terre
Le laboratoire souterrain de Modane, installé
sous 1700 mètres de montagne, est utilisé pour
la détection des rayons cosmiques très
pénétrants (neutrinos, WIMPs...).
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 sous la mer
Le détecteur ANTARES plongé dans la Méditerranée
à 1000 m de profondeur au large de Toulon
On utilise le sous-marin Nautile de lIFREMER
pour le déploiement des  tours .
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 et même sous la glace
Le détecteur IceCube, en construction au Pôle Sud
sous la glace de lAntarctique (4800 phototubes
situés entre 1400 et 2400 mètres, un volume de 1
km3)
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La détection au sol (en surface)
Les rayons cosmiques les plus énergétiques
pénètrent dans latmosphère terrestre ? une
réaction en chaîne appelée  gerbe
atmosphérique . Observation par un détecteur de
surface pour - mesurer certaines propriétés de
la gerbe - en déduire les caractéristiques du
rayon cosmique primaire.
12 km
Une gerbe de 1019 eV 12 km de haut, 10 km2 de
surface au sol, 100 milliards de particules
secondaires
5 km
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Un  réseau de surface  KASCADE
À Karlsruhe (Allemagne) Surface de 40000 m2 pour
létude de rayons cosmiques dénergies comprises
entre 1016 et 1018 eV. Une centaine par jour sont
détectés par ce réseau.
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kascadegerbe
Une gerbe atmosphérique
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Cronin-Watson
LObservatoire Pierre Auger
Les rayons cosmiques dénergies extrêmes sont
très rares une particule par km2 et par siècle
au-delà de 1020 eV ! Pour les étudier, il faut
construire un détecteur géant plusieurs
milliers de km2 pour détecter quelques dizaines
de particules par an. Cest lidée extravagante
proposée en 1992 par Cronin et Watson.
James W. Cronin de luniversité de Chicago (USA)
et Prix Nobel, et Alan A.Watson de luniversité
de Leeds (Grande Bretagne), Les promoteurs de
l Observatoire Pierre Auger
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Principe de fonctionnement de lObservatoire Auger
Grandes gerbes atmosphériques
Particule primaire
particule
primaire
fragment
lumière de fluorescence
Télescope pour la détection de la lumière de
fluorescence produite par les particules de la
gerbe
lumière Cherenkov
Cuves remplies de 12 tonnes deau pour la
détection des particules de la gerbe
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La taille de lObservatoire Auger
Extrême rareté des rayons cosmiques dénergies
 ultimes  1 par km2 par siècle ? déploiement
de 1600 cuves et 24 télescopes sur 3000 km2
Ile-de-France
Pontoise
Paris
Versailles
Évry
Melun
Observatoire Auger
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Le site de lObservatoire Auger

• Choix du site
• 3000 km2 peu habités
• site plat
• atmosphère pure et climat ensoleillé
• ville proche et accessible

Malargüe Province de Mendoza Argentine
Cuve détectrice au pied des Andes
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Le quotidien à Malargüe

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La suite ? EUSO en 2007
Si le spectre continue au-delà de 1021 eV, il
faudra couvrir des volumes encore plus grands ?
observation des gerbes atmosphériques par le
détecteur EUSO à partir de 2007, depuis la
station orbitale internationale ISS.
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Conclusion
Lorigine de la vingtaine de rayons cosmiques
dénergies extrêmes observés depuis 40 ans est
un mystère. La solution de ce mystère, ouvrira
des fenêtres sur des paysages encore inconnus...

• ...sur un instant infiniment proche des origines
  de notre Univers ?
• ...sur la modification de certaines lois de la
  physique ?
• ...sur lexistence de nouvelles particules
  inobservables autrement ?
• ...sur les phénomènes les plus violents de
  lUnivers ?
• ...ou tout simplement sur linattendu !

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