Étude multi-messagers et phénoménologie des sources de rayons cosmiques d’ultra-haute énergie

Étude multi-messagers et phénoménologie des sources de
rayons cosmiques d’ultra-haute énergie

Aper¸cu historique

L’histoire des rayons cosmiques remonte à l’orée du XXe si`ecle. A cette époque, ` les premiers ancˆetres des chambres à brouillard con¸cues par le physicien Charles T. R. Wilson enregistraient systématiquement des radiations, bien qu’ils fussent blindés. Les premi`eres hypoth`eses qui furent émises privilégiaient une origine radioactive terrestre. Les mesures d’ionisation effectuées entre 1900 et 1910 montraient une décroissance de ce phénom`ene avec l’altitude. Néanmoins, en 1910, Theodor Wulf développa un électroscope suffisamment précis qui infirma ces premi`eres mesures. Il observa qu’au sommet de la tour Eiffel, le phénom`ene de décharge s’amplifiait, en contradiction avec l’absorption par l’air du rayonnement terrestre. Ce résultat resté sourd fut confirmé de mani`ere éclatante par Victor Hess, qui démontra l’origine extraterrestre du rayonnement cosmique en 1912. Pour cela, il mena plusieurs expéditions en ballon jusqu’à 5000 m d’altitude, et observa avec trois électroscopes de Wulf un accroissement du flux à mesure qu’il montait. Cela lui vaudra le prix Nobel en 1936. Il faudra alors une trentaine d’années pour que la véritable nature corpusculaire et nucléaire des rayons cosmiques soit affirmée. Robert A. Millikan émit l’hypoth`ese de noyaux complexes formés de protons et d’électrons, globalement neutres. Mais son meilleur ennemi, Arthur Compton, démontra une dépendance de l’intensité du flux avec la latitude géomagnétique. Ce résultat laissait supposer que les rayons cosmiques étaient chargés et infirmait les hypoth`eses de Millikan ce qui donna lieu à un mémorable démˆelé entre les deux hommes lors d’un meeting, offrant mˆeme au domaine la une du New York Times. Une étape importante fut aussi franchie lorsqu’en 1938, Pierre Auger et Roland Maze[1] découvrirent le phénom`ene de gerbes atmosphériques. En espa¸cant des compteurs Geiger d’une vingtaine de m`etres, il observa des co¨ıncidences entre les temps d’arrivée des particules. Ceci impliquait que les rayons observés trouvaient leur origine dans une source commune. La tentation pour les physiciens de comprendre la nature des rayons cosmiques donna l’impulsion a de nombreuses expériences de concert avec la physique des particules. Citons les découvertes du positron (1932), des muons (1936) et des pions (1947), théoriquement prédites par P. A. M. Dirac et H. Yukawa pour ces deux derni`eres. Au lendemain de la seconde guerre mondiale, les rayons cosmiques avaient livré une part de leur secret, et l’on était convaincu de leur nature nucléaire. Ceci fit glisser le domaine depuis la physique des particules vers le giron des astrophysiciens. Car plusieurs énigmes persistaient –et persistent toujours– : quel sont leur spectre en énergie, leur origine, leur nature précise ? En 1962, John Linsley observa un rayon cosmique de 1020 eV, la plus haute énergie jamais mesurée alors pour une particule simple. Le détecteur de surface de Linsley (qui échantillonnait la gerbe atmosphérique produite par la particule primaire) fut le pionnier d’une longue série, impulsant de remarquables avancées technologiques et scientifiques. 

Un vaste spectre en énergie

Apr`es 85 années de recherche sur le rayonnement cosmique, de notables connaissances ont été acquises sur le domaine. Nous donnerons dans cette partie quelques détails sur les différentes parties du spectre avant de nous intéresser aux sources potentielles des rayons cosmiques. Le spectre d’énergie des rayons cosmiques est l’observable physique la plus remarquable du domaine. On distingue généralement plusieurs parties dans ce spectre, découpées selon leur énergie. La premi`ere –et non la moindre– des observations est l’étalement du spectre : pas moins de 12 ordres de grandeur en énergie et 32 en flux ! Ceci force l’étonnement tant du point de vue humain (les dimensions extravagantes) que physique (jusqu’à des énergies macroscopiques !). Pour fixer les idées, on passe de plus de 1000 particules par seconde et par m2 au GeV, à ∼ 1 particule par seconde et par m2 au PeV, jusqu’à moins de 1 par millénaire et par km2 au-delà de 1020 eV! Cette gigantesque extension est d’autant plus frappante qu’elle est réguli`ere. Ce fait pourrait témoigner d’un processus commun et universel d’accélération des rayons cosmiques. Pourtant, le spectre reste, dans son ensemble, mal compris. En dessous du GeV, une modulation solaire est observée sur l’intensité du flux, ce qui suppose une origine solaire des rayons cosmiques. Le présent mémoire ne traitera pas ce domaine d’énergie (les intéressés sont reportés au [2]). Si l’on s’attarde sur la forme du spectre, on remarque plusieurs cassures caractéristiques à différentes énergies. Elles correspondent à des ruptures de pente qui sont nettement visibles sur la figure 1.1 o`u le spectre a été redressé par E 3 . On remarquera une premi`ere cassure de la pente vers 3 × 1015, passant de ∼-2.7 à ∼-3, appelée le (premier) genou. Une seconde cassure intervient vers 5 × 1017 eV, o`u la pente tombe à ∼-3.3, c’est le second genou. Puis, vers 3×1018 eV, la cheville vient clˆoturer cette trame anatomique, en redressant le spectre à un indice proche de -2.7. Enfin, au-delà de 4×1019 une coupure, dite GZK (cf. 2.3.1 et le chapitre II), a été mesurée par HiRes et récemment confirmée avec une tr`es grande significativité par l’observatoire Pierre Auger. 

Les basses énergies

Les basses énergies (de quelques GeV1 jusqu’au premier genou) représentent la partie ”historique” du spectre. En 1939, on pensait mˆeme que le premier genou en était la 1En-dessous du GeV, les rayons cosmiques sont totalement masqués par l’effet répulsif du vent solaire.   Fig. 1.1 – Spectre redressé des rayons cosmiques, donnant le flux différentiel multiplié par E 3 (extrait de [3]). On peut clairement y voir les changements de pentes, premier et second genoux, et cheville. Aujourd’hui la statistique aux ultra-hautes énergies (UHE) s’est améliorée avec Auger, et une coupure est observée (voir le spectre à ces énergies plus loin dans le mémoire). limite supérieure. Dans ce domaine d’énergie, le flux est suffisamment important pour ˆetre mesuré directement en haute atmosph`ere (avant que le rayon n’interagisse), à l’aide de détecteurs embarqués sur des ballons et des satellites (CREAM[4], RUNJOB etc.). D’autre part, l’intérˆet de cette plage d’énergie est crucial : les rayons cosmiques y sont les plus nombreux et participent notablement à la nucléosynth`ese des éléments légers (Li, Be, B) par spallation au niveau mˆeme des sources. Parmi la myriade d’instruments dédiés aux basses énergies, CREAM est constitué de plusieurs détecteurs dont un de charge et un calorim`etre, ce qui lui a permis de mesurer à la fois le spectre en énergie et en masse (voir 1.2) des cosmiques dans les basses énergies. On sait que la composition y est dominée par des noyaux (98%, dont 87% de protons, 12% d’hélium et 1% de noyaux plus lourds) et quelques électrons (2%). L’étude des abondances relatives et de la présence plus ou moins forte de noyaux lourds sont de précieuses observables pour tous les phénom`enes de source et de propagation des rayons cosmiques. Nous avons vu que le gros des rayons cosmiques se situe donc aux basses énergies. Leur origine est généralement supposée galactique. On admet aussi que le processus qui permet leur accélération jusqu’à ces énergies est du type bottom-up o`u la particule initiale à la source acquiert de l’énergie. L’hypoth`ese la plus répandue dans la communauté est celle, générique, d’accélération par onde de choc, en particulier dans les CHAPITRE 1. INTRODUCTION A LA PHYSIQUE DU DOMAINE ` 16 Fig. 1.2 – Abondances relatives des éléments C, N, Ne, Mg, Si et Fe respectivement, par rapport à O (Oxyg`ene) en fonction de l’énergie par nucléon mesurées par CREAM (croix) et CREAM-II (cercles pleins) et comparées aux mesures précédentes de HEAO3-C2 (triangles) et CRN (carrés). La fl`eche sur la figure N/O représente une limite supérieure. Extrait de [5]. restes de super-novae (SuperNova Remnants, SNRs). Cette idée fut originellement proposée par E. Fermi [6] en 1949. La particule est diffusée au sein d’un nuage magnétique qui l’éjecte ensuite avec une certaine probabilité de lui transmettre de l’énergie (sous forme d’impulsion bien entendu). Nous discuterons ce cas générique mais fondamental d’accélération dans la section 1.3.3. Les travaux qui suivirent l’idée géniale de Fermi, par exemple ceux de Drury [7] en 1984, proposaient un phénom`ene plus complexe o`u les  particules rebondissent plusieurs fois sur le nuage magnétique, leur permettant d’ˆetre accélérées plus efficacement. Rapidement, on releva une incompatibilité entre la pente du spectre (en -2.7) et la pente théorique (-2.0) prédite par le processus de Fermi. Mais si l’on suppose que les rayons cosmiques ont une chance de quitter la Galaxie d’autant plus forte que leur énergie est grande, cela conduit à adoucir le spectre. Ainsi, le budget énergétique des super-novae, capable de booster les cosmiques, couplé à l’hypoth`ese de durée de vie limitée dans la Galaxie, reste le mod`ele le plus satisfaisant pour expliquer l’origine et le spectre des rayons cosmiques de basses énergies. Soulignons enfin que d’autres hypoth`eses plus récentes tentent de s’affranchir de l’universalité ch`ere au mod`ele des SNRs. Citons par exemple les travaux de Erlykin & Wolfendale [8] qui proposent l’influence d’une source proche unique pour expliquer la présence du genou. 1.2.2 Les énergies intermédiaires au-delà du genou Le genou est, rappelons-le, une inflexion du spectre vers 4×1015 eV. A ces énergies, ` les flux de rayons cosmiques sont trop faibles pour ˆetre raisonnablement étudiés directement, et surtout, ils interagissent à tr`es haute altitude avec l’atmosph`ere pour créer des gerbes atmosphériques. Il est donc plus intéressant de construire des détecteurs étendus au sol, qui mesurent les particules secondaires de la gerbe. Si l’on s’en tient à l’hypoth`ese traditionnelle des SNRs, le genou marquerait la fin de leur contribution dans le flux et le début d’une autre, issue de sources différentes. Mais cela pose des probl`emes énergétiques certains. En effet, l’énergie maximale que peut transmettre les SNRs à chaque rayon cosmique est inférieure à 1015 eV. Malheureusement, peu d’autres candidats pointent actuellement. Il y a par exemple les nuages magnétisés de type « boulet de canon » proposés par [9]. Depuis quelques années cependant, l’hypoth`ese SNR a été revue à la hausse grˆace à des mod`eles hydrodynamiques[10] plus élaborés (appliqués aux cas de SNR jeunes) qui pourraient revoir à la hausse l’énergie maximale d’accélération, et ce jusqu’au genou. Dans ce cas de scénario d’accélération standard, l’énergie maximale atteinte par la particule est proportionnelle à sa charge dans la mesure o`u le mécanisme d’accélération est directement lié aux trajectoires des particules chargées autour de la discontinuité de vitesse du choc, et que ces trajectoires, influencées par le champ magnétique ambiant, ne dépendent que du rayon de Larmor des particules, deux particules de mˆeme rayon de Larmor subissant le mˆeme sort. Le rayon de Larmor maximal est donc le mˆeme pour toutes les particules, ce qui implique que l’énergie maximale soit proportionnelle à la charge. Ainsi, on a supposé que le genou pourrait marquer le début de la fin de la composante issue des SNRs. Ensuite, entre 1015 et 1018 eV on observerait les coupures successives de l’hélium, puis des CNO et enfin des Si et Fe. Deux expériences au Forschungszentrum de Karlsruhe ont apporté  avec brio quelques indications partielles pour ces questions : KASCADE [11] est un détecteur de surface composé de plusieurs calorim`etres permettant de récupérer des signaux hadroniques, électromagnétiques et muoniques laissés par les gerbes atmosphériques initiées par les rayons cosmiques. Deux objectifs majeurs de KASCADE furent atteints : la mesure du spectre en énergie entre 1015 et 1017 eV et celle du spectre de masse correspondant. Mˆelant les deux résultats, on peut voir les spectres en énergie pour les différentes composantes tels que mesurés par KASCADE. Ceux-ci vont dans le sens de l’hypoth`ese SNR avec des coupures a des énergies d’autant plus élevées que la masse atomique est grande. Mais le probl`eme (loin d’ˆetre anodin!) des seuils en énergie ne fut pas levé. Il sera discuté un peu plus loin. KASCADE-Grande [11] fut le successeur de KASCADE, et inspiré de l’expérience EAS-TOP en Italie qui donna des résultats similaires à ceux de KASCADE. Elle s’est fixée les mˆemes objectifs mais entre 1016 et 1018 eV, soit juste avant la cheville et en plein dans le second genou. Une fois encore, les résultats de KASCADEGrande confirment des spectres dominés par les lourds à ces énergies (voir la figure 1.3).