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#33.     Rayons Cosmiques


  (Dossiers en rouge : Historique

           Index

28. Origine des Aurores

28a. Plus et Moins

29. Orbites Polaires Basses

30. Orages Magnétiques

30a.Une Aurore à Chicago

31. Météo de l'Espace

32. Magnétisme des planètes

33. Rayons Cosmiques
34. Particules énergiques

35. Particules Solaires Rapides
        Les atomes de notre vie habituelle ne sont pas très énergiques. Par exemple l'énergie des molécules d'air que nous respirons est d'environ 0.03 ev (volt d'électron -- voir les particules énergiques) bien qu'elles se déplacent à la vitesse d'un boulet de canon, quand même un peu plus lentement qu'un satellite type. Ces molécules rebondissent l'une contre l'autre comme des boules de billard, avec une force trop faible pour endommager leurs structures, comme par exemple arracher des électrons.

        Le plasma du soleil est beaucoup plus chaud, donc aussi la magnétosphère. Typiquement les électrons des aurores et les protons de la queue magnétique valent 1000 à 10.000 ev, Les protons habituels de l'anneau valent environ 20.000 à 100.000 ev, donc plus, alors que les protons internes de la ceinture sont encore plus énergiques, de l'ordre de, 10.000.000 à 100.000.000 ev. En résumé, la magnétosphère est un environnement de grande énergie, où les vitesses s'élevant à 1/10 de la vitesse de lumière ne sont pas rares.

        Est-ce un environnement répandu ? Comment le comparer au reste de l'univers ? Les ions et les électrons de grande énergie de la magnétosphère représentent-ils une population rare et originale?

        La réponse, inattendue, est que des énergies encore plus élevées semblent tout à fait habituelles dans l'univers. Un argument évident en est la pluie d'ions rapides qui bombardent sans arrêt la terre depuis l'espace lointain, beaucoup plus énergiquement que ce qui est estimé pour la magnétosphère. Ce sont les rayons cosmiques (rayonnement cosmique).


Rayons cosmiques et lumière des étoiles

    Individuellement les ions des rayons cosmiques sont beaucoup plus rapides et plus énergiques que ceux sont capturés dans le champ de la terre, mais leur densité totale est relativement petite. Le rayonnement n'est donc pas intense et nous renseigne sur l'énergie de la lumière des étoiles. Cependant ce sont deux choses différentes : il faut se rappeler que les étoiles sont des soleils éloignés, - environ cent milliards pour notre galaxie, et d'incalculables milliards pour les galaxies plus lointaines. "Aussi intense que la lumière des étoiles" signifierait que notre galaxie procure environ la même énergie aux particules exotiques se déplaçant près de la vitesse de la lumière, que pour la lumière visible de ses milliards d'étoiles.

    En fait, la source des rayons cosmiques n'est vraisemblablement pas tout à fait aussi intense, parce que les particules cosmiques peuvent demeurer au sein de la galaxie plus longtemps que la lumière des étoiles. La lumière des étoiles se déplace en ligne droite, passant par notre galaxie et s'éloignant dans l'immense vide intergalactique. Cela prend (pour ainsi dire) 5000 à 50.000 ans, soit de nombreuses années lumière. Par contre les ions des rayons cosmiques peuvent être retenus par les faibles champs magnétiques de la galaxie -- pour une période de l'ordre de 10 millions d'années mais pas vraiment pour toujours, parce que tôt ou tard ils rencontrent un atome de gaz raréfié dans le vide entre les étoiles..

    Si les ions des rayons cosmiques "stagnent" (en moyenne) 1000 fois plus longtemps que la lumière des étoiles, il n'ont besoin que de 1/1000 de l'énergie de celles-ci pour les égaler en intensité. Mais 1/1000 de l'énergie de la lumière des étoiles reste toujours une énorme quantité! Si le soleil avait investi 1/1000 de son énergie en rayons cosmiques, son rayonnement aurait été suffisant pour éliminer toute forme de vie sur terre.

Quelle est leur origine ?


  Une collision entre une particule cosmique de haute énergie
  et un atome dans une émulsion photographique, au microscope.

    De quelle sorte de particules s'agit-il ? Au sol, on rencontre rarement des rayons cosmiques "primaires", parce qu'ils se sont généralement déjà heurtés dans la haute atmosphère et que ce que nous observons est une pluie de fragments très rapides. Cependant, des plaques photographiques sensibles ont été montées par ballons jusqu'au dessus de l'atmosphère, et y ont enregistré des particules cosmiques "primaires". Les plaques ont été développées, les enregistrements analysée au microscope, et les particules en cause ont été identifiées selon la profondeur de leur pénétration. Cette méthode a montré que les particules des rayons cosmiques étaient des ions de type courant -- la plupart du temps de l'hydrogène , un peu d'hélium, des quantités moindre de carbone, d'oxygène etc. et même quelques atomes de fer et des éléments plus lourds, dans les mêmes proportions que celles trouvée pour le soleil. Il semble donc qu'il s'agisse de la matière habituelle, qui a été soumise à un extraordinaire processus pour acquérir des énergies énormes.

    Ces énergies sont en effet énormes. L'atmosphère nous protège des rayons cosmiques à peu prés aussi efficacement qu'une couche de13 pieds de béton, et malgré tout les particules cosmiques parviennent à la traverser dans une grande proportion. Certaines ont beaucoup, beaucoup, plus d'énergies, quoique plus elles en ont, moins elles sont nombreuses. Les ions cosmiques du haut de la gamme énergétique se manifestent en douchant l'atmosphère de plusieurs millions de fragments, sur de grandes superficies, , les plus énergétiques d'entre eux étant enregistrés dans les mines à un mille de profondeur. Il y a relativement peu de particules aussi énergiques - On en enregistre expérimentalement une fois par semaine -- mais leur existence est une véritable énigme. Comment un noyau atomique simple peut-il monter à des énergies aussi extrêmes?

Supernovas

    De toutes façons, les rayons cosmiques parviennent de toutes les directions du ciel, ce qui ne signifie pas nécessairement que leurs sources sont à égale distance de nous. Plus probablement, les champs magnétiques de la galaxie les guident et les dispersent constamment, au point que toute trace de leur origine est perdue. De même qu' un jour de grande nébulosité, la lumière du soleil semble venir du ciel entier, et que nous ne savons pas où est en fait le soleil, parce que sa lumière est complètement diffusée par les gouttelettes d'eau des nuages.

    En l'absence d'évidences, on ne peut que conjecturer, en utilisant la physique et ce qui est connu au sujet de l'univers. de nos jours on s'accorde à penser que les ions cosmiques sont "energisés" (activés) par les ondes de chocs qui viennent des supernovas.

  Supernova dans la nébuleuse
  de crabe vue aux rayons X
  par le vaisseau spatial Chandra
    Une étoile finit toujours par manquer des éléments légers de son "carburant nucléaire", (particulièrement de l'hydrogène). Sa "combustion nucléaire" les transforme progressivement en éléments de plus en plus lourds, et la chaleur produite fait que l'étoile se dilate, contrant ainsi l'attraction de la pesanteur qui la compacte Quand l'étoile ne peut plus ne produire assez de chaleur nucléaire, elle s'effondre; l'énergie de la gravité ne peut la maintenir chaude qu'un moment, mais pas longtemps. Si elle est de la taille de notre soleil, elle terminera vraisemblablement en "naine blanche".

    Cependant, si l'étoile est beaucoup plus grosse que le soleil (disons 10 fois plus massive), l'effondrement peut être rapide et catastrophique. Il libère alors rapidement une énorme quantité d'énergie de la gravité. Les processus nucléaires consomment rapidement une partie de cette énergie, mais une autre partie est alors dépensée dans une grande explosion, soufflant les couches externes de l'étoile dans l'espace et créant un énorme front d'onde de choc.

    Par chance une telle explosion a été observée en 1987 dans une galaxie voisine, et son onde de choc (éclat, image intérieurs ci-dessous) a pu être récemment observée, ainsi que quelques émissions antérieures (grands cercles) que les astronomes essayent toujours d'expliquer:

 Reste de
 Supernova 1987
Note: Une présentation beaucoup plus détaillée sur ce mode de libération de l'énergie à partir des étoiles et de leur effondrement final peut être trouvée en section (S-7) l'énergie du soleil de "From Stargazers to Starships"; voir http://www-spof.gsfc.nasa.gov/stargaze/Fsun7enrg.htm, également traduit.

Récente mise en évidence des rayons gamma

complément Décembre 2004

    Comme déjà vu avec les Supernovas ci-dessus, les rayons cosmiques sont déviés de leurs directions initiales par les champs magnétiques de l'espace. La force magnétique agissant à des distances finies est faible, mais à l'échelle interstellaire, elle diversifie complètement les directions des particules des rayons cosmiques et de même les fait suivre toutes les directions.

    Cependant, les ions des rayons cosmiques partant d'une matière plus dense que le milieu interstellaire peuvent vraisemblablement s'y heurter en en sortant. Ces collisions nucléaires produisent des rayons gamma (en quelques étapes intermédiaires ) qui, comme la lumière, se propagent en ligne droite. Si seulement nous savions détecter les rayons gamma ultra-énergiques du ciel, cela nous indiquerait exactement les sources des rayons cosmiques.

    Enfin, des rayons gamma d'une énergie de l'ordre de 800 Gev ont été détectés et dépistés. (en comparaison, l'énergie d'un proton au repos E = mc2 est en-dessous de 1 GeV). Ces rayons gamma réagissent fortement avec l'atmosphère, pour créer des paires d'électrons et de positrons très rapides (positrons = contreparties positives des électrons), qui produisent rapidement de nouveaux rayons gamma, qui à leur tour produisent encore une paire, d'énergie inférieure, qui à leur tour... et ainsi de suite, finissant par une "douche aérienne" de milliers d'électrons, de positrons et de rayons de gamma, se déplaçant tous toujours près de leur direction d'origine.

    Dans le vide, aucune particule ne peut se déplacer plus vite que la lumière, qui est cependant un peu ralentie par . l'atmosphère (en relation avec la réfraction de la lumière par l'air), et donc dans l'air les électrons les plus rapides vont plus vite que la lumière. Ils émettent une sorte d' "onde de choc" lumineuse, comme le choc sonique devant une aile à vitesse supersonique, qui est dénommée, d'après son découvreur russe, "le rayonnement de Cherenkov ". Une illustration en est la lueur émanant d'un réacteur scientifique nucléaire placé dans bac d'eau, que vous avez peut-être vu. .

    Ces flashes de lumière de Cherenkov provenant des "douches" aériennes ont été étudiés de nombreuses années. Ils indiquent clairement la présence de rayons gamma de grande énergie, mais on a longtemps pas pu dire si ces rayons venaient de l'espace lointain ou (plus probablement) des collisions nucléaires entre ions des rayons cosmiques dans notre propre atmosphère. Cependant comme les récentes études ne pouvaient que détecter ces flashes, on a également utilisé des télescopes géants pour focaliser la lumière et en observer l'image de ses sources. Il s'avère que les rayons gamma de l'espace lointain ont des caractéristiques différentes, et sont aisément différentiés.

    Plusieurs télescopes y ont été consacrés, et d'autres s'y ont ajoutés. Dès 1989, on a observé à l'aide du télescope Whipple à Kitt Peak, Arizona, une douche de rayon gamma provenant de la Nébuleuse du crabe, vestige d'une récente explosion de supernova. Une série de 4 télescopes à miroir géants a maintenant rejoint cette recherche, de chacun 13 mètres de diamètre (pour l'échelle, notez le petit camion devant le télescope le plus proche); la qualité optique n'est quand même pas proche de celle des télescopes astronomiques, le pouvoir de résolution n'est que celui de l'il humain. Un diamètre gigantesque est malgré tout nécessaire pour capter une intensité suffisante de la faible émission de lumière de Cherenkov ((Science, vol 305, p. 1392-3, 3 September 2004; aussi Physics Today, vol 58, p. 19-21, January 2005)

    C'est la batterie de télescopes HESS, nom abrégé de "High Energy Spectroscopic System", mais aussi en l'honneur de Victor Hess, le découvreur en 1912 des rayons cosmiques. A bord d'un ballon survolant une région autrichienne devenu depuis la République Tchèque, Hess avait mesuré au sol la "quantité de base, " du rayonnement nucléaire, la trouvant nettement plus importante avec l'altitude. Cela lui valut le prix Nobel 1936.

    En Namibie, Afrique australe, HESS a rapidement découvert dans ces cieux méridionaux une source de rayons gamma de très grande énergie, de forme annulaire, d'environ 1 degré de champ, centrée sur le vestige de la supernova RX J1713.7-3946, que l'on pense âgée d'environ 1000 ans ("High-energy particle acceleration in the shell of a supernova remnant," [ une uvre collective d'environ 100 co-auteurs ], Nature, 432, p. 75-7, 4 Novembre 2004). L'image de droite donne le résultat : les couleurs indiquent l'intensité des rayons gamma, alors que les lignes noires sont des coupes d'émission précédemment observée en rayon X du même reste de supernova. Comme le dit Paula Chadwick de l'université de Durham , "si vous aviez des yeux capables de voir les rayons gamma et étiez dans l'hémisphère sud, vous pourriez voir un grand anneau rouge briller chaque nuit dans le ciel." (ou tout au moins vous le pourriez, si vous pouviez rassembler la totalité de l'émission gamma en 26 heures dans une luminosité unique, HESS a pu le faire.)

    Bien que ces résultats aient été rapportés récemment, les observations datent du milieu de 2003. Un autre rapport (Science, 309, p.746, 7-29-2005) ) évoque une source ponctuelle de rayons gamma à haute énergie élevée depuis une combinaison binaire de rayon X, observée par HESS. Davantage de données devraient déjà être disponibles, et d'ailleurs d'autres télescopes appliqués à la lumière de Cherenkov fonctionnent maintenant. Nous devrions bientôt en savoir beaucoup plus sur les origines du rayonnement cosmique !

Rayons cosmiques et magnétosphère

    Et la magnétosphère dans tout cela? On ne peut reproduire en laboratoire ni l'accélération des chocs par collision-libres ni toute autre processus d'accélération de particules. Nous ne savons pas reproduire les grandes distances et les faibles densités de l'espace, et les phénomènes ne peuvent être correctement miniaturisés aux dimensions du laboratoire.

    Pour tenter de comprendre la physique de ces phénomènes, notre meilleur laboratoire est l'environnement spatial terrestre et les satellites sont les moyens d'exploration qui peuvent nous fournir les bonnes informations. Par exemple, pour la terre, le choc en arc (une onde choc relativement douce) peut être étudié pour diverses vitesses de vent solaire et divers incidences de champ magnétique, et il semble qu'en effet quelques processus d'accélération semblent s'y produire.

    L'accélération du choc peut également se produire à l'intérieur de la magnétosphère (cliquer ici pour la relation de cet événement, en mars 1991; vide "Naissance d'une ceinture de radiation dans la magnétosphere terrestre", D.P. Stern taducir Laurent Desorgher, Ciel et Terre, 111 (4), 107-111, 1995). Mais il y a aussi d'autres modes d'accélération, dans les sous-orages et les faisceaux des aurores. Dans l'univers éloigné et sur le soleil, des processus analogues peuvent également se produire. La magnétosphère pourrait devenir notre "laboratoire cosmique," personnel, réplique des phénomènes de l'univers éloigné. C'est finalement, la raison la plus importante de l'étudier.


Questions des Lecteurs (anglaise):
            ***     Rayons Cosmiques
                  ***     Recherche des rayons cosmiques par Ballons

Etape suivante: #34.  Particules de haute énergie dans l'univers

Mis à jour 24 Janvier 2005 Traduction Française 13 Décembre 2006

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