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Les fantasmes
Pourquoi les étudier ? Quelle est leur nature ? D’où viennent-ils ? Comment les détecter ?
Les rayons cosmiques
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T1
Une « expérience » en astrophysique
Ondes électromagnétiques
Rayons cosmiques
Mess
ag
ers
Un phénomène (violent) cosmique
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T2
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.
Pourquoi étudier les rayons cosmiques ?
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T3
Qu’est-ce qu’une onde électromagnétique ?
Tout phénomène cosmique violent est source d’ondes électromagnétiques détectables.
Visible : télescopes (astronomie optique)
Ondes radio : radio-télescopesTVFM
AM
Charges en mouvement
Ondeélectromagnétique
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T4
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
Le spectre d’énergie et le flux
Énergie (eV)
Flux
1010 1015 1020
Satellites
Détecteursau sol
Surface desdétecteurs
1 m2 (10-6 km2)
100 000 m2 (0,1 km2)
1 particule par m2 par seconde
1 particule par m2 par an
1 particule par km2 par an
1 particule par km2 par siècle 3.109 m2 (3000 km2)
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T6
Échelle d’énergie
ZeV (zeta)
EeV (exa)
GeV (giga)
PeV (peta)
TeV (tera)
MeV (méga)
keV (kilo)
eV (électron-volt)
1021
1018
1015
1012
103
109
106
1Pile à 1 Euro
Tube TV
Accélérateur électrostatiqueRéacteur nucléaire
Synchrocyclotron
Synchrotron(LHC : 1,5 milliard d’Euros)
SupernovaeÉtoiles à neutrons
Noyaux actifs de galaxies
Rayon cosmique le plusénergétique observé
Limite (?) technologie
humaine
???
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T7
L’origine des rayons cosmiques
Soleil(neutrinos des réactions thermonucléaires, électrons)
Phénomènes galactiques(supernovae, étoiles àneutrons…)
Phénomènes extra-galactiques(collisions de galaxies, sursauts gamma, galaxies à noyaux actifs…)
?????
Énergie (eV)
Flux
1010 1015 1020
1 particule par m2 par seconde
1 particule par m2 par an
1 particule par km2 par an
1 particule par km2 par siècle
Tout phénomène violent peut produire des particules, lesquelles, si elles sont chargées, peuvent être accélérées par des champs électromagnétiques.
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T8
Les énergies ultimes : le mystère
Énergie énorme Origine totalement mystérieuse Seulement 20 événements similaires observés en 40 ansNouvelle unité proposée :
50 joules = 1 tyson
Deux voies principales d’exploration
Les deux phénomènes les plusviolents (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
Le rayon cosmique le plus énergétique :3.1020 eV (50 joules)
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T9
Les noyaux actifs de galaxieLe centre de certaines galaxies est occupé par un trou noir de très grande masse qui peut jouer le rôle d’une machine accélératrice très puissante. On les appelle des « galaxies actives ». Elles sont caractérisées par l’émission d’un jet de particules énergétiques partant du centre.
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
Interprétation
Slide from Pr W. Hofmann
Interprétation
Trou noir de100 milliards de masses solaires
Faisceau de matière à99% de la vitesse dela lumière, neutrinos,
photons
Détecteur
Noyau
Une galaxie active
Lobes
Un accélérateur cosmique :
Explosions les plus violentes depuis le BigBang 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 etdu satellite SWIFT chasseur de sursauts (lancement fin 2003)
les sursauts gamma
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T11
La détection des sursauts gamma
Carte du ciel en sursautsgamma 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
La désintégration de particules supermassives
Big Bang
Temps : 10-35 secondeTaille : 10 cmTempérature : 1028 K
GUT
Époque de la Grande UnificationUnivers assez chaud pour créerdes particules de masse 1025 eV
Temps : 15 milliardsd’années (aujourd’hui)
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T13
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
Les détecteurs de rayons cosmiques
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T14
… 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
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… 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...).
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… sous la merLe 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
… 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
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.
Une gerbe de 1019 eV12 km de haut, 10 km2 de surface au sol,100 milliards de particules secondaires
5 km
12 km
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T19
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
Une gerbeatmosphérique
kascade+gerbe
Rayon cosmique primaire
Première interaction
Interactions successivesen cascade
Détecteurs
Les rayons cosmiques d’énergies extrêmes sont très rares : une particule par km2 et 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
Cronin-Watson
L’Observatoire Pierre Auger
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T22
Principe de fonctionnement de l’Observatoire Auger
Cuves remplies de12 tonnes d’eau pour
la détection des particules de la gerbe
Télescope pour la détection de la lumière
de fluorescence produite par les particules de la
gerbe
Grandes gerbes atmosphériques
part
icul
epr
imai
re
Particule primaire
fragment
lumière de fluorescence
lum
ière Ch
erenk
ov
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T23
La taille de l’Observatoire Auger
Evry
Pontoise
Melun
VersaillesParis
Ile-de-France
Extrême rareté des rayons cosmiques d’énergies « ultimes » : 1 par km2 par siècle déploiement de 1600 cuves et 24 télescopes sur 3000 km2
Observatoire Auger
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T24
Le site de l’Observatoire Auger
MalargüeProvince de Mendoza
Argentine
Choix du site : 3000 km2 peu habités site plat atmosphère pure et climat ensoleillé ville proche et accessible
Cuve détectrice au pied des Andes
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T25
Le quotidien à Malargüe
CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T26
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
Conclusion
« C’est peut-être la découverte du siècle ! Cela dépend évidemment de jusqu’où ça descend. »
20 événements
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
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