D’où viennent les rayons cosmiques ?

1. D’où viennent les rayons cosmiques ? Les fantasmes • Pourquoi les étudier ? • Quelle est leur nature ? • D’où viennent-ils ? • Comment les détecter ? CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T1

2. Une « expérience » en astrophysique Ondes électromagnétiques Messagers Rayons cosmiques Un phénomène (violent) cosmique CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T2

3. 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 l’un des rares moyens d’étudier les phénomènes astrophysiques qui leur ont donné naissance. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T3

4. Qu’est-ce qu’une onde électromagnétique ? Onde électromagnétique Charges en mouvement  Tout phénomène cosmique violent est source d’ondes électromagnétiques détectables. Visible : télescopes (astronomie optique) Ondes radio : radio-télescopes TV FM AM CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T4

5. Qu’est-ce qu’un 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 d’hydrogène) et autres noyaux atomiques Noyau atomique : assemblage de nucléons (proton ou neutron) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T5

6. Le spectre d’énergie 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 CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T6

7. Échelle d’énergie Rayon cosmique le plus énergétique observé ??? 1021 ZeV (zeta) Noyaux actifs de galaxies 1018 EeV (exa) Étoiles à neutrons Supernovae Limite (?) technologie humaine 1015 PeV (peta) Synchrotron (LHC : 1,5 milliard d’Euros) 1012 TeV (tera) Synchrocyclotron 109 GeV (giga) Accélérateur électrostatique Réacteur nucléaire 106 MeV (méga) 103 keV (kilo) Tube TV Pile à 1 Euro 1 eV (électron-volt) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T7

8. L’origine 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 CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T8

9. 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 d’exploration • Les deux phénomènes les plus • violents (probablement) de l’Univers : • Les galaxies à noyaux actifs • Les sursauts gamma La désintégration de particules supermassives créées quelque 10-35 seconde après le big-bang CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T9

10. Le centre de certaines galaxies est occupé par untrou noirde très grande masse qui peut jouer le rôle d’unemachine accélératricetrès puissante. On les appelle des «galaxies actives». Elles sont caractérisées par l’émission d’un jet de particules énergétiques partant du centre. Les noyaux actifs de galaxie À des centaines d’années-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). CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T10

11. Interprétation Interprétation Une galaxie active Lobes Noyau Faisceau de matière à 99% de la vitesse de la lumière, neutrinos, photons Trou noir de 100 milliards de masses solaires Détecteur Slide from Pr W. Hofmann

12. les sursauts gamma Un accélérateur cosmique : • Explosions les plus violentes depuis le big-bang • Fréquents (environ un/jour) • Très brefs (quelques secondes à quelques minutes) • Mécanisme inconnu (fusion d’une étoile à neutrons et d’un trou noir ???) • Découverts dans les années 60 par les satellites espions militaires américains VELA Vue d’artiste d’un sursaut gamma et du satellite SWIFT chasseur de sursauts (lancement fin 2003) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T11

13. La détection des sursauts gamma Carte du ciel en sursauts gamma vue par le satellite BATSE Exemple d’un sursaut gamma se déroulant dans le temps : durée de l’explosion = 2 secondes CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T12

14. La désintégration de particules supermassives GUT 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 d’années (aujourd’hui) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T13

15. Les détecteurs de rayons cosmiques Les détecteurs On utilise des détecteurs de particules adaptés aux conditions particulières d’observation.  une grande variété de détecteurs en fonction de la nature et de l’énergie des rayons cosmiques CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T14

16. … 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 CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T15

17. … 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...). CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T16

18. … 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 l’IFREMER pour le déploiement des « tours ». CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T17

19. … et même sous la glace Le détecteur IceCube, en construction au Pôle Sud sous la glace de l’Antarctique (4800 phototubes situés entre 1400 et 2400 mètres, un volume de 1 km3) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T18

20. La détection au sol (en surface) Les rayons cosmiques les plus énergétiques pénètrent dans l’atmosphère 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 CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T19

21. Un « réseau de surface » : KASCADE À Karlsruhe (Allemagne) Surface de 40000 m2 pour l’étude de rayons cosmiques d’énergies comprises entre 1016 et 1018 eV. Une centaine par jour sont détectés par ce réseau. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T20

22. Rayon cosmique primaire Première interaction Interactions successives en cascade Détecteurs Une gerbe atmosphérique kascade+gerbe

23. Cronin-Watson L’Observatoire Pierre Auger Les rayons cosmiques d’énergies extrêmes sont très rares : une particule par km2et 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. C’est l’idée extravagante proposée en 1992 par Cronin et Watson. James W. Cronin de l’université de Chicago (USA) et Prix Nobel, et Alan A.Watson de l’université de Leeds (Grande Bretagne), Les promoteurs de l ’Observatoire Pierre Auger CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T22

24. Principe de fonctionnement de l’Observatoire 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 d’eau pour la détection des particules de la gerbe CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T23

25. La taille de l’Observatoire Auger Extrême rareté des rayons cosmiques d’énergies « ultimes » : 1 par km2par siècle  déploiement de 1600 cuves et 24 télescopes sur 3000 km2 Ile-de-France Pontoise Paris Versailles Évry Melun Observatoire Auger CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T24

26. Le site de l’Observatoire 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 CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T25

27. Le quotidien à Malargüe CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T26

28. 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. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T27

29. 20 événements "C’est peut-être la découverte du siècle ! Cela dépend évidemment de jusqu’où ça descend." Conclusion L’origine de la vingtaine de rayons cosmiques d’énergies 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 l’existence de nouvelles particules inobservables autrement ? • ...sur les phénomènes les plus violents de l’Univers ? • ...ou tout simplement sur l’inattendu ! CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T28