Les rayons cosmiques

Etude de la nature des rayons cosmiques d’ultra haute énergie à partir des premières données de l’Observatoire Pierre Auger

Méthodes de détection

Comme nous l’avons brièvement vu dans l’historique, la méthode expérimentale utilisée pour l’observation des rayons cosmiques, est principalement conditionnée par le flux de particules dans le domaine d’énergie étudié (tableau 1.12). A basse énergie (E < 100 TeV pour les rayons cosmiques chargés et E < 10 GeV pour les photons γ), le flux est suffisant pour permettre une observation directe des rayons cosmiques au dessus de l’atmosphère. On utilise, dans ce cas, des détecteurs embarqués sur des ballons atmosphériques ou des satellites. Au dessus de cette énergie, il est nécessaire d’utiliser une surface plus importante de détection, or il n’est pas possible d’embarquer des détecteurs trop grands et trop lourds sur des engins spatiaux. Le flux devient tellement faible à très haute énergie (une particule par an par kilomètre carré autour de 10 EeV) que pour observer un nombre conséquent de rayons cosmiques, on est obligé de couvrir des surfaces de plusieurs kilomètres carrés de détecteurs. Dans ce cas, les détecteurs sont placés sur Terre et l’on étudie les gerbes de particules que les cosmiques vont créer dans l’atmosphère. On se sert ainsi de l’atmosphère comme d’un calorimètre géant. 10 GeV 1 TeV 100 TeV 10 PeV 10 EeV 100 EeV 10 10 10 10 10 9 15 18 21 8 par m par sr par s 0.16 par m par sr par s 6 par m par sr par jour 0.6 par m par sr par an 0.6 par km par sr par siècle satellites Ballons Detecteurs au sol 0.6 par km par sr par an 12 2 2 2 2 2 2 FIG. 1.12 : Ordre de grandeur des intensités du rayonnement cosmique primaire (toutes particules chargées) à différentes énergies. Domaine respectif des différentes techniques de détection.

Ballons et satellites

La détection au dessus de l’atmosphère permet l’accès direct au rayon cosmique. On a donc une seule particule à identifier. Pour cela, on utilise les détecteurs classiques de physique des particules pourvu qu’ils soient suffisamment légers et petits pour être placés sur des satellites, des ballons atmosphériques ou des navettes spatiales. Pratiquement tous les types de détecteurs de la physique des particules ont été utilisés dans cette recherche. Certains ont même été développés à cette occasion.

Les rayons cosmiques chargés

Il existe principalement deux ensembles de détecteurs utilisés, permettant d’identifier le rayon cosmique (sa charge, sa masse), de mesurer son énergie et de connaître sa direction de provenance :  Particule Champs magnetique Mesure de la charge Trajectographes B FIG. 1.13 : Schéma d’un spectroscope à champ magnétique couplé à un système qui mesure la charge : compteurs proportionnels, scintillateurs, chambres à ionisation… – Un ensemble dit non destructif, composé d’un spectromètre magnétique. Un premier trajectographe enregistre la direction et le temps d’arrivée de la particule qui traverse ensuite un champ magnétique où elle est déviée. Un deuxième trajectographe permet alors de mesurer la rigidité R = pc/(Ze) (où Z est la charge) et le temps de vol (qui donne β) de la particule dans le champ magnétique. Ce système est complété par un ou plusieurs détecteurs permettant de mesurer la charge du rayon cosmique : des compteurs proportionnels, des scintillateurs ou des chambres à ionisation, qui donnent la perte d’énergie différentielle dE/dx fonction de β et de z 2 . Le principal désavantage de ce détecteur est qu’il est limité à un intervalle d’énergie très réduit. Une particule de trop faible énergie va avoir un rayon de giration très petit, et donc ne va pas traverser le deuxième trajectographe. Un rayon cosmique de grande énergie va avoir un grand rayon de giration. Il arrivera un moment où la résolution du trajectographe ne sera plus suffisante pour le mesurer. L’étude des plus hautes énergies se fait donc soit en augmentant la résolution des trajectographes, soit en augmentant l’intensité du champ magnétique, ce qui n’est pas évident à réaliser. De plus, ce type de détecteur n’offre pas la même sensibilité entre les différents noyaux qui ont des charges différentes. Cette technique étant la plus légère a été utilisée dans de nombreuses expériences en satellite. Lors de l’expérience BESS, on utilisa un champ magnétique de 1 Tesla généré par un aimant supraconducteur. Le spectromètre magnétique de forme cylindrique était constitué de scintillateurs qui, en même temps, servaient de trajectographe et permettaient d’identifier la nature de la particule (par la perte d’énergie dE/dx). Particule Mesure de la charge Cible de matiere dense Calorimetre FIG. 1.14 : Schéma d’un calorimètre couplé à un système qui mesure la charge : compteurs proportionnels, scintillateurs, chambres à ionisation… – Un ensemble calorimètrique, qui permet de mesurer l’énergie totale du rayon cosmique. La particule rencontre tout d’abord une cible de matière dense (généralement du plomb) où se crée une gerbe de particules. Une alternance de détecteurs (scintillateurs, émulsions nucléaires, etc.) et de couches de matière permet de suivre les particules secondaires et d’en estimer l’énergie (fonction de la quantité de matière traversée). On couple généralement ce système avec un détecteur permettant de mesurer la charge du rayon cosmique. Afin d’étudier au mieux une particule, il faut que la gerbe qu’elle provoque soit contenue dans le calorimètre. La taille longitudinale de la gerbe augmente avec l’énergie de la particule initiale. Étudier de plus hautes énergies demande donc un calorimètre plus grand et plus lourd. Les embarcations spatiales étant fortement limitées en  poids, il n’est pas possible d’étudier de trop hautes énergies avec ce type de détecteur. Il permet quand même d’étudier des énergies plus grandes que ne le permet la technique précédente. Ce type de détection est principalement utilisé sur des ballons atmosphériques. Utilisant des calorimètres à chambres à émulsion, les expériences JACEE et RunJob [22] permirent l’étude de la composition des rayons cosmiques entre 1 et 100 TeV, lors de vols en ballon de longue durée.

Les photons e e − + Bouclier actif Anti−coincidence γ

Chambres a traces Calorimetre FIG. 1.15 : Schéma d’un détecteur-satellite standard pour l’étude des gamma de haute énergie. La détection satellite des rayons gamma ne se fait qu’à partir de 100 keV et jusqu’à 100 GeV. A ces énergies, il devient impossible de focaliser les photons comme dans le visible ou les rayons X mous. On distingue un domaine de « basse énergie » (jusqu’à quelques dizaines de MeV) où la détection repose sur l’effet photoélectrique ou l’effet Compton des rayons γ, et un domaine de « haute énergie » où les photons sont convertis en paires e +e − qu’on observe dans des chambres à traces(schéma 1.15). Le flux des rayons γ étant dominé par celui des rayons cosmiques chargés, de plusieurs ordres de grandeur, il est indispensable de distinguer les particules chargées des événements photons. Dans un détecteur spatial, on dispose d’un blindage « actif », un veto permettant de rejeter ce bruit de fond. Il est, la plupart du temps, constitué de détecteurs qui n’enregistrent que le passage des particules chargées en mesurant le dépôt d’énergie (dE/dx) qu’elles vont laisser (compteurs proportionnels, scintillateurs ou chambres à ionisation). Ces détecteurs sont alors utilisés en anticoïncidence. Reste cependant comme bruit de fond, les γ secondaires créés par les cosmiques chargés qui interagissent avec la matière qui compose le satellite, et ceux de l’albédo terrestre créés par les cosmiques dans la haute atmosphère. Pour limiter ces derniers, le choix de l’orbite du satellite est déterminante. De nombreuses expériences utilisant cette technique ont eu lieu, parmi lesquelles : – l’expérience SAS-2 qui fut la première expérience d’astro-gamma de haute énergie (1972). Elle mesura, pour la première fois, l’émission γ de notre Galaxie, le fond diffus extra-galactique et découvrit plusieurs sources ponctuelles [23]; – le satellite EGRET, lancé en 1991, permit de découvrir le ciel γ extra-galactique en observant près de 60 noyaux actifs de galaxies. 

Un calorimètre géant : l’atmosphère

Lorsque qu’un rayon cosmique (chargé ou γ) entre dans l’atmosphère, il interagit avec le milieu et forme, comme dans un calorimètre, une gerbe de particules 5 . Plus l’énergie de la particule initiale est grande, plus la gerbe engendrée est pénétrante et plus elle contient de particules secondaires. Lors du développement, le nombre de particules de la gerbe commence par augmenter, atteint un maximum, puis diminue à cause de l’absorption atmosphérique. A partir d’une dizaine de TeV pour les hadrons ( 0.1 TeV pour les γ), les gerbes deviennent suffisamment pénétrantes pour atteindre le sol avant d’être totalement absorbées. 5Nous étudierons plus en détail ce phénomène dans le chapitre suivant 3 . Les particules secondaires de la gerbe sont de différents types : – une composante hadronique, constituée de fragments nucléaires, de nucléons, de mésons π ±, K etc ; – une composante électromagnétique (γ, e ±), alimentée par la précédente à partir des désintégrations radiatives, principalement π 0 → 2γ et par le Bremsstrahlung des particules chargées; – une composante muonique, alimentée principalement par la désintégration des mésons; – des photons, visibles ou UV, émis par les particules chargées ultra-relativistes(effet Cerenk ˘ ov) et par l’excitation des atomes d’azote de l’air (fluorescence de l’azote); – des neutrinos issus principalement des désintégrations des π ±, K± et µ ±. Pour exemple, un proton de 1020 eV engendre une gerbe contenant près de 100 milliards de γ, 10 milliards de positons/électrons, 100 millions de muons et 10 millions de protons et de neutrons qui arrivent jusqu’au sol. L’existence de ces différentes composantes permet différentes méthodes d’étude des rayons cosmiques de haute et d’ultra haute énergie. 

Les réseaux de détecteurs au sol

Une première méthode consiste à évaluer le nombre de particules secondaires de la gerbe qui atteignent le sol. Plus l’énergie de la particule initiale est grande, plus la surface de la gerbe au niveau du sol est étendue. Une gerbe de 1016 eV va avoir une extension au sol de quelques centaines de mètres alors qu’à 1020 eV elle peut atteindre plusieurs kilomètres de diamètre (cette extension dépend également de l’angle d’incidence du rayon cosmique). Il est donc impossible d’observer toutes les particules d’une même gerbe dans un seul et même détecteur. On échantillonne alors le nombre de particules secondaires en répartissant un grand nombre de détecteurs suivant un réseau. Les caractéristiques du réseau dépendent principalement de l’énergie que l’on veut étudier : – plus l’énergie est grande, plus la surface de la gerbe, au niveau du sol, est importante. On choisit donc l’espacement des détecteurs en fonction de l’énergie que l’on veut étudier; – plus l’énergie est grande, plus le flux est faible. Il faut donc couvrir une plus grande surface de détecteurs pour les observer; – il ne faut pas que les particules de la gerbe soient absorbées avant leur arrivée au sol. On choisit donc l’altitude du site de manière à optimiser le nombre de particules au sol pour l’énergie que l’on veut étudier. On s’intéresse généralement aux particules secondaires les plus nombreuses dans les gerbes : photons γ, électrons/positons et muons. Le pouvoir de pénétration de ces différentes particules permettent d’étudier séparément les composantes de la gerbe. Pour n’étudier que les particules chargées, on utilise des scintillateurs. Pour ne voir que la partie muonique, on se sert de ces mêmes scintillateurs en les couvrant d’un bouclier de plomb, l’épaisseur du bouclier fixant le seuil minimal en énergie des muons. Enfin, on utilise l’effet Cerenk ˘ ov, généralement dans l’eau, des particules chargées pour voir les composantes muoniques et électromagnétiques des gerbes (les photons étant également visibles par les électrons qu’ils créent (création de paires) en traversant l’eau). On peut se représenter le front de particules de la gerbe comme une galette perpendiculaire à l’axe d’arrivée du cosmique. Les décalages temporels entre les détecteurs permettent de reconstruire la direction initiale du cosmique. Son énergie est déterminée en étudiant les densités de particules enregistrées dans les détecteurs touchés par la gerbe. L’identification du primaire se fait généralement à partir de la densité de muons au niveau du sol. En effet, le nombre de muons générés par un noyau lourd est plus important que dans une gerbe initiée  par un noyau léger de même énergie, qui lui même est plus important que pour une gerbe de photon, comme nous le verrons dans le chapitre 5. Très souvent, les expériences utilisant ce principe, combinent plusieurs types de détecteurs. L’expérience Yakutsk (1974) en est sûrement un des meilleurs exemples. Elle était constituée d’environ 60 scintillateurs séparés de 500 m, de 6 détecteurs à muons et même de détecteurs Cerenk ˘ ov à air, couvrant ainsi près de 18 km2 en Sibérie. Cette expérience étudia les rayons cosmiques d’énergie comprise entre 1016 et 1017eV. Le principal inconvénient de cette méthode est qu’elle nécessite l’instrumentation d’une très grande surface terrestre. Par contre, contrairement au télescope classique d’astronomie, le réseau peut fonctionner de jour comme de nuit, s’il n’étudie pas la lumière Cerenkov dans l’air, et ne nécessite pas de pointer une cible dans l’espace, grâce à sa très grande couverture angulaire (≈ 2 stéradians).