Le rayonnement cosmique

 Historique

En 1747, l’abbé Nollet met au point l’électroscope. À l’origine, cet instrument servait à mettre en évidence la charge électrique d’un objet. Il se compose de deux feuilles métalliques reliées à une électrode et placées dans une enceinte sous vide. Lorsque l’électrode est chargée, les feuilles se chargent à leur tour et se repoussent l’une l’autre. L’électroscope se décharge en présence d’un rayonnement ionisant, et ce d’autant plus vite que le rayonnement est intense. Au début du XXème siècle, cet instrument a permis de mettre en évidence un rayonnement ionisant présent dans l’atmosphère dont l’origine extra-terrestre a été établie par Victor Hess entre 1911 et 1913 . Ce dernier a montré, en mesurant la vitesse de déchargement des électroscopes lors de vols en ballon, que la densité de ce rayonnement ionisant augmente avec l’altitude (Hess, 1912). Cependant, la nature de ce rayonnement n’était pas encore clairement déterminée. Certains physiciens, comme Compton pensaient qu’il s’agissait de particules chargées tandis que d’autres, comme Millikan, défendaient l’hypothèse de photons γ. La question est finalement tranchée lorsque Clay (1927) observe une dépendance de l’intensité avec la latitude, montrant ainsi que ce rayonnement est sensible à l’orientation par rapport au champ magnétique terrestre.

En 1939, Pierre Auger (Auger et collab., 1939) met en évidence la nature secondaire des particules observées au sol. Il parvient à détecter des particules chargées en coïncidence temporelle dans des détecteurs éloignés de plusieurs dizaines de mètres. Il découvre alors les grandes gerbes atmosphériques initiées par des rayons cosmiques d’au moins 10¹⁵ eV. L’étude de ces rayons cosmiques a joué un rôle essentiel dans l’histoire des sciences. Elle a permis d’élaborer et de tester les théories naissantes de physique des particules en fournissant naturellement des particules à très haute énergie. Elle a conduit notamment à la découverte du positron (Anderson, 1933), mais aussi à celle du muon, des pions, des kaons et des particules étranges Λ, Ξ et Σ.

Au début des années 1950, les physiciens des particules sont parvenus a construire des accélérateurs suffisamment puissants pour étudier et produire de nouvelles particules en laboratoire tout en contrôlant un maximum de paramètres. La communauté de la physique des hautes énergies s’est alors scindée pour étudier les particules élémentaires d’une part et l’astrophysique des hautes énergies d’autre part avec notamment comme objectifs la compréhension et l’identification des sources des rayons cosmiques. Le développement du domaine de l’astroparticule, utilisant les techniques de détection développées pour la physique des particules pour étudier les phénomènes cosmiques de très haute énergie, rapproche ces deux communautés à nouveau.

Spectre et composition

Spectre en énergie

Le spectre en énergie des rayons cosmiques  est bien décrit par une loi de puissance dN/dE ∝ E −Γ sur plus de 12 ordres de grandeur en énergie et près de 32 ordres de grandeurs en flux.

Composition

Le rayonnement cosmique Galactique est composé à 99% de nucléons et à 1% d’électrons. Les protons représentent la majeure partie des nucléons (89%), les noyaux d’hélium sont également présents en nombre significatif (10%) tandis que les noyaux plus lourds ne représentent que 1%. Les surabondances d’éléments comme le Lithium, le Béryllium et le Bore, par rapport à celles observées dans le système solaire (cf. figure 1.5), montrent leur origine secondaire : il s’agit de produits de spallation. Ces surabondances permettent d’estimer la quantité moyenne de matière traversée lors de la propagation des rayons cosmiques dans la Galaxie à ∼ 5−10 g cm−2 . Les isotopes radioactifs présents dans ces produits de spallation permettent quant à eux d’estimer le temps de confinement des rayons cosmiques dans la Galaxie et d’en déduire la densité moyenne du milieu dans lequel ils se propagent à 0.2 proton cm−3 . Cette densité, inférieure à la valeur moyenne dans le plan de la Galaxie (1 proton cm−3 ), montre que les rayons cosmiques ne restent pas dans le disque Galactique mais se propagent aussi dans le halo.

Le genou observé vers 5 × 10¹⁵ eV pour les protons est également observé pour les autres espèces mais à des énergies d’autant plus importantes que les éléments sont lourds. Ainsi, le régime spectral entre les deux genoux serait dû à la superposition des genoux des différents éléments et le changement de pente à 10¹⁷ eV correspondrait au genou du Fer (Kampert et collab., 2004).

Origines 

Le spectre en énergie des rayons cosmiques, en loi de puissance, est caractéristique de phénomènes non thermiques. Les particules chargées sont accélérées dans des sites astrophysiques où ont lieu les phénomènes les plus violents de l’univers.

Sources potentielles

Les sources potentielles du rayonnement cosmique peuvent être déterminées en considérant l’énergie maximale des particules que ces sources seraient capables d’accélérer. De manière générale, les particules peuvent être accélérées tant que leur rayon de Larmor ne dépasse pas la taille caractéristique (R) de la zone d’accélération , après quoi elles s’échappent. En connaissant la taille et le champ magnétique des objets astrophysiques, on peut ainsi déterminer l’énergie maximale à laquelle ils sont capables d’accélérer des particules.

Mécanismes d’accélération des particules chargées par ondes de choc 

Nous nous intéressons ici aux mécanismes d’accélération à l’origine des rayons cosmiques d’énergie inférieure à ∼ 10¹⁵ eV, très probablement d’origine Galactique. Les mécanismes vraisemblablement responsables des rayons cosmiques de plus haute énergie impliquent des ondes de choc relativistes. Ils ne seront pas traités dans ce manuscrit mais le lecteur intéressé pourra se référer à la revue de Gallant (2002).

Mécanismes d’accélération de Fermi

En 1949, Enrico Fermi propose un mécanisme permettant l’accélération des particules chargées (Fermi, 1949). Pratiquement, les particules gagnent de l’énergie par réflexions successives sur des régions du milieu interstellaire en mouvement où la densité ainsi que la norme du champ magnétique sont plus élevées que la moyenne . Ces régions sont communément appelées “nuages magnétiques”.

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Table des matières

Introduction
1 Le rayonnement cosmique
1.1 Historique
1.2 Spectre et composition
1.2.1 Spectre en énergie
1.2.2 Composition
1.3 Origines
1.3.1 Sources potentielles
1.3.2 Mécanismes d’accélération des particules chargées par ondes de choc
2 L’astronomie γ
2.1 Présentation
2.2 Liens entre astronomie γ et rayonnement cosmique
2.3 Les processus de production de photons γ de très haute énergie
2.3.1 Processus leptoniques
2.3.2 Processus hadronique : Désintégration des pions neutres
2.3.3 Processus exotique : Annihilation de particules de matière noire
2.3.4 Absorption de photons par création de paires
2.4 Les détecteurs de l’astronomie γ
2.4.1 Détecteurs spatiaux
2.4.2 Détecteurs au sol
3 Les sources du rayonnement γ
3.1 Sources Galactiques
3.1.1 Le phénomène de supernova
3.1.2 Les vestiges de supernovæ
3.1.3 Nébuleuses à vent de pulsar
3.1.4 Systèmes binaires
3.1.5 Amas d’étoiles massives et vents stellaires
3.1.6 Les émissions diffuses
3.1.7 Les sources non identifiées
3.2 Les sources extragalactiques
3.2.1 Les noyaux actifs de galaxies
3.2.2 Les galaxies à sursaut de formation d’étoiles
3.2.3 Les sursauts γ
4 Le réseau de télescopes H.E.S.S.
4.1 Le site
4.1.1 Disposition des télescopes
4.1.2 Instruments complémentaires
4.2 Les télescopes
4.2.1 Description
4.2.2 Alignement des miroirs
4.2.3 Correction de pointé
4.3 Les caméras
4.3.1 Instrumentation du plan focal
4.3.2 Électronique
4.4 La stratégie de déclenchement
4.4.1 Objectif et principe
4.4.2 Description
4.4.3 Choix des seuils et performances
4.5 Déroulement des observations
Conclusion

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