Théorie du flux de rayonnement cosmique

Théorie du flux de rayonnement cosmique

La production de 10Be est initiée par l’interaction du flux de rayonnement cos- mique primaire avec la haute atmosphère. Découvert au début du XXème siècle, le rayonnement cosmique primaire est constitué de particules à haute énergie et peut être séparé en deux composantes : le rayonnement cosmique solaire (SCR) et le rayonnement galactique (GCR). plus lourds [Masarik and Beer, 1999]. Les particules composant le rayonne- ment cosmique solaire étant de faible énergie, elles ne peuvent provoquer des réactions nucléaires dans l’atmosphère terrestre qu’aux hautes latitudes (> 60◦) et la production de nucléides cosmogéniques est restreinte à la très haute atmosphère. Une production significative sur le long terme de nucléides cos- mogéniques comme le 10Be par le rayonnement cosmique solaire n’est donc pas attendue. – Le rayonnement galactique est d’origine externe au système solaire. Il peut être notamment dû à l’explosion de supernovæ dont l’onde de choc accélère les particules. Ce flux est composé de protons (85%), de particules alpha (14%)et de nucléons plus lourds (1%) (énergie par nucléon, [Lal and Peters, 1967]). Leur énergie est comprise entre quelques milliers d’électron-volts et 1020 eVDes particules secondaires sont produites suite à l’interaction du flux de rayonne- ment cosmique primaire avec l’atmosphère terrestre. Ces particules secondaires vont à leur tour entrer en collision avec des noyaux atomiques de l’atmosphère terrestre, produisant une cascade hadronique (voir Fig. 1.2). Cette cascade peut être séparée en trois parties [Usoskin, 2008] : flux de rayonnement cosmique primaire et secondaire avec les nucléons at- mosphériques, contenant principalement des protons et des neutrons à haute énergie. Elle est responsable en grande majorité de la production des nucléides cosmogéniques. – La composante muonique (muon : particule élémentaire de charge négative). Les pions (particules non élémentaires), aussi présents dans la cascade, se dés- intègrent (durée de vie entre 10−8 et 10−17 s selon leur charge) en muons/anti- muons ou en électrons/positrons.

Figure 1.2 – Cascade hadronique de particules secondaires initiée par le rayonnement cosmique primaire pénétrant dans l’atmosphère. Elle peut être décomposée en trois par- ties : les composantes électromagnétiques (gauche) et muoniques (centre), ainsi que la composante nucléonique (droite) responsable de la majorité de la production de nucléides cosmogéniques (voir texte). La figure est tirée de Simpson [2000].Hadronic cascade of secondary particles produced by a primary cosmic ray particle inci- dent on the top of the atmosphere. It is composed of three parts: the electromagnetic (left) and mesonic (center) components, and the nucleonic component (right) which is the most important one for the production of cosmogenic nuclides (see text). Figure from Simpson [2000].L’énergie du rayonnement cosmique est donc dissipée au cours de ces cascades de réactions nucléaires avec les atomes constituant l’atmosphère. Ce sont ces réactions, dites de spallation, qui produisent les nucléides cosmogéniques dont le 10Be. Une ré- action de spallation est définie comme une réaction nucléaire au cours de laquelle un noyau atomique est frappé par une particule incidente (neutron, proton…) à haute énergie. Avec l’énergie mise en jeu, le noyau d’origine se décompose en produisant des jets de particules plus légères (neutrons, protons, noyau léger d’hélium. . .). Le Le développement de la cascade dépend de la quantité de matière traversée et est donc liée au profil de densité atmosphérique. Depuis les années 1960, plusieurs mo- dèles ont été développés pour évaluer le flux de rayonnement cosmique, en particulier la branche nucléonique, avec un accent sur la production d’isotopes cosmogéniques. Les premiers modèles étaient des modèles simplifiés analytiques [Lal and Peters, 1967] ou semi-empirique [Castagnoli and Lal, 1980; Lal, 1988]. La fin des années 1990 marque un bond en avant avec des modèles utilisant la méthode de Monte- Carlo [Masarik and Beer, 1999, 2009; Webber and Higbie, 2003; Webber et al., 2007; Kovaltsov and Usoskin, 2010; Kovaltsov et al., 2012]. Avant d’arriver au ni- veau de l’atmosphère terrestre, le rayonnement cosmique est modulé par les champs magnétiques du soleil et de la Terre. Ces modulations sont prises en compte dans les modèles. Les effets de ces deux boucliers magnétiques sur le rayonnement galactique primaire, ainsi que les bases physiques, sont discutés dans la section suivante.

Le flux de rayonnement galactique primaire est supposé constant pour notre étude. En effet, il a été montré qu’il varie sur des échelles plus longues que les contributions le modulant comme l’activité solaire ou le champ magnétique terrestre (e.g. section 1.2.2 et 1.2.3), c’est-à-dire entre 105 et 107 années [Reedy et al., 1983]. Des événements rares tels les explosions de supernovæ proches de la Terre peuvent provoquer des variations significatives du spectre d’énergie des particules galactiques sur une échelle de temps plus courte. Il reste toutefois difficile de trouver un lien avec d’éventuelles augmentations de concentration en 10Be dans les différentes archives naturelles.