Les rayons cosmiques : historique et enjeux actuels - IPN - IN2P3

Les rayons cosmiques :
historique et enjeux actuels
Isabelle Lhenry-Yvon
Institut de Physique Nucléaire d’Orsay
Ecole de Gif, la Gande Motte
Septembre 2006

Ce cours est une introduction destinée à donner une vue d’ensemble de la
physique des rayons cosmiques. Le but n’est pas de détailler tous les points
abordés, car ceci est fait dans des cours dédiés de la présente école, mais de
montrer toutes les connections entres les différents aspects de l’étude des rayons
cosmiques. Après un rapide historique de la découverte des rayons cosmiques,
nous montrons les différents enjeux de ces études, en passant en revue les questions
ouvertes et les différentes observables accessibles pour explorer au mieux
ce domaine de la physique. Nous montrerons comment les détecteurs de rayons
cosmiques ont évolué vers des outils extrêmement performants et donneront un
état des lieux des connaissances actuelles.

1 Historique
1.1 Contexte scientifique
L’histoire de la découverte des rayons cosmiques commence à la fin du 19 eme
siècle, alors que les expériences explorant la toute nouvelle théorie de Maxwell
unifiant l’électricité et le magnétisme foisonnent. Ces études conduisirent à un
certain nombre de réalisations expérimentales, notamment celles mettant en jeu
la conduction de l’électricité par les gaz. En 1895, Röntgen découvre des rayons
invisibles mais extrêmement pénétrants, capables d’impressionner des plaques
photographiques et d’ioniser l’air qu’ils traversent, qu’il baptisa rayons X. On
vit le développement des fameux tubes à vide équipés d’électrodes positives
et négatives entre lesquelles pouvaient être appliquées des hautes tensions de
quelques milliers de volts. C’est grâce au tube qui porte son nom que Crookes
mit en évidence les rayons cathodiques. Quelques années plus tard, Thomson,
en mesurant la déflexion des rayons cathodiques par des champs électriques et
magnétiques croisés, déduit leur rapport charge sur masse. Cette valeur, 2000
fois plus grande que celle de l’atome d’hydrogène amena la preuve de l’existence
d’une particule chargée de très faible masse, l’électron. Puis c’est la découverte
par Becquerel des rayons X, plus pénétrants que les rayons cathodiques, puis
de la radioactivité naturelle. Différents types de radioactivités, appelés α, β,γ
furent identifiées par Pierre et Marie Curie ainsi que Rutherford et Villard.
1.2 La découverte des rayons cosmiques
A cette époque, l’outil indispensable à l’étude de la radioactivité était
l’électroscope. Ces instruments permettaient de mesurer la quantité d’ionisation,
comme cela est expliqué sur la figure 1.2. Les physiciens observèrent que
leurs électroscopes se déchargeaient même dans le noir, loin de sources radioactives.
Ceci montrait l’existence d’une source d’ionisation inconnue, qui s’avéra
être intense même dans les tunnels sous des mètres de roche. Rutherford montra
plus tard que l’essentiel de ce rayonnement était dû à la radioactivité naturelle
émanant des roches. En 1910, Wulf mesura les taux d’ionisation en altitude
jusqu’au sommet de la Tour Eiffel. Ses calculs d’absorption dans l’air pour des
rayonnement les plus pénétrants connus alors l’amenaient à prédire des taux
d’ionisation décroissant très vite avec l’altitude. Il constata avec surprise que
cette source d’ionisation était encore présente en altitude et que son activité diminuait
moins vite que ce qu’il avait prévu. Ses observations furent confirmées
1

– Quand l’électroscope est chargé, les
feuilles(A) s’écartent.
– L’ionisation du gaz à l’intérieur décharge
l’électroscope et les feuilles se rapprochent
l’une de l’autre.
– La fréquence de rapprochement des
feuilles mesure la quantité d’ionisation.
Fig. 1: Un exemple d’électroscope traditionnel
et largement étendues en 1912 quand Hess effectua des vols en ballons jusqu’à 5
km d’altitude, suivi par Kolhörster qui atteignit 9 km. La synthèse des mesures
qu’ils effectuèrent est présentée figure 2.
Altitude (km)
9 Synthese des mesures de Hess et Kolhorster (1912-1914)
8
7
6
5
4
3
2
1
0
0 10 20 30 40 50 60 70 80 90
Intensite du rayonnement (x 10**6 ions /m3)
Fig. 2: Evolution des taux d’ionisation avec l’altitude : synthèse des mesures de Hess
et Kolhörster (données de Hillas (1972))
2

Au delà de 1.5 km, le taux d’ionisation augmente clairement avec l’altitude,
preuve de l’existence, au-delà de l’atmosphère terrestre, d’une source
de rayonnement. Ces mesures permirent d’évaluer l’atténuation dans l’air du
rayonnement, environ 5 fois plus faibles que celle des rayonnements provenant
du radium. Ces rayons cosmiques, nommés ainsi par Millikan en 1925, étaient
donc particulièrement pénétrant puisqu’encore présents au niveau de la mer,
même dans des enceintes fermées.
Les rayons cosmiques,
si ce sont des particules
chargées, sont sensibles
aux champs magnétiques
terrestres, et doivent être
moins abondants au niveau
de l’équateur.
Fig. 3: Evolution des taux d’ionisation mesurés avec la latitude
Suivirent des débats célèbres entre Millikan et Compton sur la nature de
ces rayons cosmiques : particules chargées ou rayons γ ? Dans les années 30,
une soixantaine de physiciens parcoururent le monde pour mesurer les flux de
rayons cosmiques à différentes latitudes. La mesure d’une forte diminution du
flux à l’équateur compilées par Clay (figure 3) amena une preuve irréfutable que
l’essentiel des rayons cosmiques étaient bien des particules chargées comme l’affirmait
Compton. D’autre part, Rossi ainsi que d’autres physiciens déduisirent
de l’effet est-ouest observé que la majorité des rayons cosmiques étaient des
particules chargées positivement.
1.3 Les premiers détecteurs de rayons cosmiques
Si le premier détecteur à mettre en évidence les rayons cosmiques fut
l’électroscope, la plupart des études qui suivirent utilisèrent des détecteurs
gazeux. Le plus simple était la chambre à ionisation dans laquelle on mesu-
3

ait entre 2 électrodes sous haute tension le courant induit par les particules
ionisant le gaz sous faible pression. Lorsque l’on applique des hautes tensions
plus élevées, les électrons arrachés entretiennent l’ionisation et on est alors en
régime saturé : c’est le principe du fameux compteur Geiger Müller (GM) mis
au point en 1929, qui permet non seulement de détecter des évènements individuels
mais aussi de déterminer leur temps d’arrivée et donc peut être utilisé
pour des mesures en coïncidences. Dès 1936, on réussit à automatiser ce type de
détecteur pour pouvoir aller encore plus haut dans l’atmosphère. Les émulsions
photographiques utilisant du bromure d’argent furent aussi utilisées, en particulier
dans des ballons stratosphériques. Même si ces détecteurs ne permettent
pas de mesure de temps, ils impriment la trace des particules ionisantes qui les
traversent, et sont d’autant plus efficaces qu’ils sont épais.
1.4 Découverte des gerbes de rayons cosmiques
En 1938, le physicien Pierre Auger, qui avait installé dans les Alpes des
compteurs GM, nota l’arrivée simultanée de particules dans ses détecteurs,
même lorsqu’ils étaient distants de plusieurs dizaines de mètres. La fréquence
de ces événements cohérents était bien au delà du taux de coïncidences fortuites
attendu. Il venait de découvrir les grandes gerbes atmosphériques, créées par
l’interaction de rayons cosmiques avec les particules de l’atmosphère. Il s’agit de
cascades de particules secondaires, qui se multiplient par chocs successifs, créant
une gerbe de plus en plus fournie puis qui s’atténue progressivement quand
l’énergie des particules n’est plus suffisante pour l’alimenter. Plus l’énergie du
rayon cosmique initial est élevée et plus la surface couverte au sol par la gerbe
induite est large. Auger déduisit de ses mesures que les particules qu’il observait
atteignait le milliard de Giga ElectronVolt.
Il faut souligner que des gerbes initiées par des rayons cosmiques ont été
également observées en laboratoire à la même période, notamment par Rossi
dans une chambre à brouillard équipée de couches de plomb (figure 4). Ce
détecteur permet de visualiser à beaucoup plus petite échelle (sur typiquement
10 cm au lieu de 5 km) ce qui se passe dans l’atmosphère.
Les grandes gerbes atmosphériques vont s’avérer un outil essentiel pour
l’étude des rayons cosmiques de haute énergie, comme nous le verrons plus
loin.
4

Fig. 4: Gerbes initiées par des protons dans des couches de plomb dans une chambre
à brouillard
1.5 Vers la physique des particules
Entre les années 1930 et 1950, les rayons cosmiques ont suscité un immense
intérêt de la part des chercheurs, car cette source naturelle de rayonnement de
haute énergie a ouvert le champ d’investigation des particules sub-nucléaires.
Après la découverte en 1932 par Anderson du positron, la première particule
d’anti-matière, ce fut le tour du muon en 1937, une nouvelle particule de
masse intermédiaire entre l’électron et le proton, particulièrement pénétrante.
Puis en 1947, des pions laissèrent leurs empreintes dans des émulsions en altitude,
confirmant l’existence de particules d’échanges entre noyaux et nucléons
avancée par Yukawa. La physique des particules était née, attirant bon nombre
de physiciens auprès de tous nouveaux accélérateurs de particules.
Mais depuis leur découverte les rayons cosmiques ont continué à faire l’objet
d’études approfondies et sont plus que jamais au cœur de l’actualité scientifique.
5

2 Les rayons cosmiques aujourd’hui : enjeu
Depuis leur découverte au début du siècle dernier, les rayons cosmiques
ont fait et font toujours l’objet d’études approfondies, pourtant les sources
de ces particules chargées sont encore aujourd’hui inconnues. Elles arrivent
sur la terre au rythme d’environ 300 par seconde et par m 2 et représentent
environ 20% de la radioactivité naturelle. Ces particules sont abondantes et
leur densité d’énergie (environ 1 eV/cm 3 ) est comparable à la densité d’énergie
magnétique dans le milieu interstellaire ainsi qu’à celle des photons du visible
et du fond diffus cosmologique. Ceci illustre le rôle important que jouent les
rayons cosmiques dans l’équilibre du milieu interstellaire et notamment pour
la régulation de la formation des étoiles.
Ces particules de matière, assez énergétiques pour atteindre la terre, sont
un témoignage des phénomènes les plus violents qui surviennent dans l’univers.
Elles constituent un outil privilégié pour étudier les accélérateurs cosmiques.
Leur propagation dans l’univers est conditionnée par les densités de
matière qu’elles traversent et les champs magnétiques auxquels elles sont soumises.
L’étude des rayons cosmiques peut donc apporter des informations sur
les propriétés de l’environnement cosmique. De plus leur composition chimique,
modulée par ces effets de propagation, reflète les processus de nucléosynthèse
remontant à leur origine et peut permettre de dater les objets astrophysiques.
Tous les efforts des physiciens pour mesurer les rayons cosmiques sur toute
leur gamme en énergie ont permis de produire un spectre d’une extraordinaire
régularité, s’étendant sur plus de 32 ordres de grandeur en flux et 12 en énergie,
depuis une centaine de MeV jusqu’à 10 20 eV et même peut-être plus, comme le
montre la figure 5. Si on le regarde plus en détail, on observe un certain nombre
de cassures que l’on visualise beaucoup mieux en présentant le flux multiplié
par l’énergie au cube, comme sur la figure 6.
Un certain nombre d’hypothèses ont été avancées quant à l’origine des
rayons cosmiques pour expliquer certaines parties de ce spectre, notamment
aux plus basses énergies, mais aujourd’hui, l’origine des rayons cosmiques dans
leur ensemble est un problème ouvert que de nombreuses équipes de physiciens
dans le monde essayent de résoudre.
– Quelle source peut produire les rayons cosmiques, sur une échelle
en énergie aussi vaste ?
Lorsque l’on cherche les sources du rayonnement cosmique, il faut se
7

Fig. 5: Spectre en énergie des rayons cosmiques
Fig. 6: Spectre en énergie des rayons cosmiques multiplié par E 3
8

tourner vers des sites permettant d’accélérer des particules, jusqu’à des
énergies parfois colossales. Si l’on considère des processus d’accélération
de Fermi, les meilleurs candidats sont des phénomènes violents produisant
des ondes de choc (l’accélération de Fermi suppose que les particules
sont accélérées par ondes de choc successives dans les plasmas). On peut
alors penser aux explosions de supernovae ou aux éjections de matière
relativiste comme les jets observés dans des noyaux actifs de galaxie ou
produits par les sursauts gammas. L’énergie qu’il est possible d’atteindre
avec de tels mécanismes est grossièrement proportionnelle à l’intensité
du champ magnétique régnant dans le site, mais aussi à la taille du site
puisque les rayons cosmiques doivent y être confinés assez longtemps pour
y être accélérés. L’hypothèse la plus communément admise est que l’essentiel
des rayons cosmiques (E < 10 15 eV) pourrait être accéléré par les
chocs en expansion que produisent les vestiges de supernovae. Cette hypothèse
est d’autant plus attrayante que les modèles d’accélération dans
les restes de supernovae prévoient en sortie un spectre en loi de puissance
comme celui du rayonnement cosmique. D’autre part, la puissance des
supernovae dans la galaxie est compatible avec la puissance requise pour
renouveler le flux des rayons cosmiques, de l’ordre de 1.5 10 41 erg [1].
Lorsque l’on cherche les sources du rayonnement cosmique à plus haute
énergie, le nombre de candidats est plus limité, comme le montre le diagramme
de Hillas (figure 7), qui résume les caractéristiques de différentes
sources en présentant l’intensité du champ magnétique en fonction de leur
taille. Les lignes rouges pleines et pointillées montrent les caractéristiques
des sources nécessaires pour atteindre pour des protons respectivement
10 19 et 10 20 eV. Seuls les noyaux actifs de galaxie, les sursauts gamma
et les étoiles à neutrons sont des objets qui permettraient éventuellement
d’accéder à de telles énergies.
Actuellement, il reste à prouver que les processus de Fermi sont capables
d’accélérer des particules aux énergies les plus extrêmes du spectre,
sachant qu’à ces énergies, et dans les sites pressentis de très fort champs
magnétiques, il faut tenir compte des pertes d’énergie par interaction
Compton inverse sur les rayonnements environnants. La question de
la nature des sources possibles, plus particulièrement à haute énergie,
suscite de nombreux débats et nécessite d’être élucidée.
9

Fig. 7: Diagramme de Hillas appliqué à des protons de 10 19 et 10 20 eV et à des noyaux
de fer de 10 20 eV
Fig. 8: Quasar (à gauche) et vue d’artiste d’un sursaut gamma (à droite)
10

– Où se trouvent ces sources, dans la galaxie ou dans l’espace extragalactique
?
A basse énergie, il est admis que les rayons cosmiques sont d’origine
galactique. En effet, on s’attend à ce qu’ils soient confinés dans le disque
de la galaxie par les champs magnétiques qui y règnent, typiquement de
quelques µgauss, leur rayon de giration étant alors bien plus faible que la
hauteur du disque. Au contraire à très haute énergie, les rayons cosmiques
ont un rayon de giration tel qu’ils ne peuvent plus être confinés dans
la galaxie. S’ils étaient cependant produits dans la galaxie, il ne serait
pas possible d’obtenir le flux globalement isotrope observé. On s’attend
donc à ce qu’ils soient d’origine extra-galactique. Le problème est de
savoir où se situe la transition entre les rayons cosmiques galactiques
et extra-galactiques. Cette question fait l’objet de nombreux débats et
ce sont les études de composition à haute énergie qui permettront de
trancher entre les différents modèles.
– Comment se propagent-ils avant d’atteindre la terre?
Quelles que soient les sources à l’origine du rayonnement cosmique, les
observables dont nous disposons ne sont que la convolution du spectre
source avec les effets liés à la propagation dans le milieu interstellaire.
L’étude des sources est donc compliquée par la prise en compte des effets
dus à la propagation, mais en contre partie, elle va permettre d’extraire
des informations sur les milieux traversés par les rayons cosmiques. En
effet, les rayons cosmiques subissent des pertes d’énergie qui dépendent de
leur nature et de leur énergie. Ces pertes sont liées aux densités de matière
traversée et aux différentes interactions subies. Les pertes dominantes
sont les pertes coulombiennes et d’ionisation, Bremsstrahlung inverse et
pertes par collisions, ainsi que les pertes avec les photons.
Plus particulièrement les rayons cosmiques ultra-énergétiques (typiquement
autour de 10 20 eV pour des protons) lors de leur propagation de leur
site d’accélération jusqu’à la terre, interagissent avec les photons du fond
diffus cosmologique qui remplissent uniformément l’univers (essentiellement
par photoproduction de pions), et perdent de ce fait une partie
de leur énergie. Comme le montre la figure 9, plus les particules sont
énergétiques, plus les pertes d’énergies pendant leur propagation sont
violentes.
11

Fig. 9: Evolution de l’énergie en fonction de la distance parcourue pour des protons
d’ultra-haute énergie
Autrement dit, l’univers lointain doit être opaque aux particules ultra
énergétiques et l’on s’attend à une coupure nette du spectre au delà de
7.10 19 eV pour des protons, que l’on appelle coupure GZK, pour Greisen,
Zatsepin et Kuzmin qui ont prédit cet effet. L’énergie et aussi la forme
de cette coupure peuvent varier en fonction des hypothèses de calcul
notamment en fonction des primaires considérés et des distributions des
sources. La forme du spectre aux énergies extrêmes est donc cruciale pour
la compréhension des phénomènes liés à la propagation.
D’autre part, celle-ci est liée aux champs magnétiques. Si les champs
magnétiques galactiques sont plutôt bien contraints par les différents
modèles et observations, ce n’est pas le cas des champs magnétiques inter
galactiques pour lesquels les estimations varient de quelques ordres de
grandeur d’un modèle à l’autre. L’étude des anisotropies du rayonnement
cosmique pourra certainement améliorer les contraintes sur ces valeurs.
Le problème de la nature et de l’origine des rayons cosmiques est donc
extrêmement complexe, car il met en jeu les problèmes d’accélération et de
propagation, ces deux aspects étant reliés à la composition. Il faut donc pour
12

essayer de le résoudre étudier précisément toutes les observables accessibles,
c’est à dire :
– le spectre en énergie : la forme générale du spectre ainsi que les
différentes cassures doivent pouvoir être expliquées par les différents
modèles de production et de propagation des rayons cosmiques.
L’extrémité du spectre à ultra haute énergie, qui souffre d’un réel
manque de statistique dû aux flux extrêmement faibles, présente des
enjeux particuliers. La forme du spectre dans cette région soulève
de nombreuses questions quant à l’origine de ces rayons cosmiques.
En particulier, la non observation d’une coupure au-delà de 10 20 eV
serait en faveur de l’existence de nouvelles particules encore inconnues.
Actuellement, la faible quantité d’événements dans cette zone en énergie
mesurée par des expériences utilisant des techniques différentes est
controversée.
– la composition : celle-ci est relativement bien connue jusqu’au TeV,
comme nous le verrons dans la suite, mais à plus haute énergie, sa
détermination est beaucoup plus complexe. La composition est un
paramètre crucial dans les études de propagation.
– les directions d’arrivée : les anisotropies dans les directions d’arrivée
des rayons cosmiques donnent des indications sur les conditions de
propagation et sur les sources d’accélération. Cette observable est
particulièrement attrayante à ultra haute énergie, car on s’attend alors
à ce que les particules ne soient quasiment plus sensibles aux champs
magnétiques et pointent vers les sources d’origine, ce qui rendrait quasiment
possible l’astronomie de particules chargées. On disposerait alors
d’une sonde des champs magnétiques galactiques et inter galactiques.
L’étude des rayons cosmiques est donc un champ de recherche très actif car
de nombreuses questions sont encore à élucider. Nous allons dans les parties suivantes
passer en revue les différents aspects de l’étude des rayons cosmiques qui
ont été rapidement évoqués ici. Actuellement, un grand nombre d’expériences
sont déployées dans le monde avec pour but la mesure de toutes les pièces
manquantes du puzzle des rayons cosmiques, avec des appareillages de plus
en plus performants. Nous décrirons les principales techniques de détection di-
13

ecte et indirecte et montrerons les progrès instrumentaux depuis la première
détection des rayons cosmiques. Dans le paragraphe suivant, nous ferons une
revue des observations en décrivant les caractéristiques du spectre en énergie
puis en étudiant l’évolution de la composition en fonction de l’énergie et enfin
en montrant comment les études d’anisotropies sont complémentaires des
précédentes pour arriver à remonter à l’origine des rayons cosmiques.
14

3 Evolution des techniques de détection
Depuis la première découverte des rayons cosmiques, les techniques de
détection n’ont cessé de se développer, et les instruments dédiés aux rayons
cosmiques sont devenus de plus en plus perfectionnés, permettant des mesures
de plus en plus précises de leur énergie, masse et composition.
Les premières mesures des rayons cosmiques ont été des mesures directes en
altitude. Plus l’énergie augmente, plus les flux diminuent et comme on ne peut
pas augmenter infiniment les surfaces de détection, il devient impossible d’effectuer
des mesures directes au-delà de 10 15 eV. C’est grâce aux grandes gerbes
atmosphériques que l’on peut effectuer des mesures à plus haute énergie. En
fait, comme l’a compris très tôt Pierre Auger, le rayon cosmique initie par interaction
avec les atomes de l’atmosphère une gerbe dont le nombre de particules
et donc la taille croît avec l’énergie. Une gerbe de 10 20 eV engendre plus de 10 11
particules au sol et couvre plusieurs dizaines de km 2 offrant ainsi une immense
surface de détection. L’étude des caractéristiques des gerbes détectées permet
de remonter indirectement aux paramètres du rayon cosmique primaire. Il s’agit
alors de mesurer des gerbes de particules, le concept des détecteurs comme nous
le verrons est tout à fait différent.
Nous donnerons d’abord quelques exemples de l’évolution de la détection
directe des rayons cosmiques, puis nous donnerons un aperçu des techniques de
détection indirecte.
3.1 Techniques de détection directes
Pour augmenter les chances de détection directement des rayons cosmiques
primaires, il faut se placer le plus haut possible en altitude. Au début du siècle
dernier, les physiciens embarquaient avec leurs détecteurs en ballon et sont
même parvenus à des altitudes records de 16 km dans des cabines pressurisées.
Ces vols habités, extrêmement périlleux, ont été remplacés petit à petit dans
les années 40 par des ballons sondes, qui permettaient d’atteindre la haute atmosphère.
Les détecteurs les plus couramment utilisés dans ces vols étaient soit
de type ”enregistreurs”, comme les émulsions nucléaires, soit de type ”visuel”,
comme les chambres à brouillard, soit ”électronique” comme les compteurs
Geiger.
Les émulsions nucléaires, utilisées en couches multiples, d’épaisseur
éventuellement différentes, ont l’avantage de permettre des mesures précises de
15

composition. Les traces d’ionisation matérialisées dans les différentes couches
du détecteur doivent être précisément mesurées pour identifier les différents
ions. Ce type de technique implique de pouvoir récupérer le matériel embarqué
afin d’en extraire les données. La figure 10 montre un exemple de traces correspondant
à des ions de l’hydrogène au fer.
Fig. 10: Traces typiques de différents ions dans des émulsions
Les chambres à émulsions ont permis d’effectuer des mesures particulièrement
précises (avec des résolutions atteignant 0.2 Z) et elles ont été
utilisées encore récemment dans des expériences de ballon sonde comme JA-
CEE [3] ou RUNJOB [2] pour des mesures entre 10 12 et 10 14 eV. La figure 11
montre le principe de ce dernier détecteur.
A partir des années soixante, le développement du programme spatial a
ouvert de nouveaux horizons pour l’étude des rayons cosmiques : campagne
de mesures longue durée par satellite, ou même vols habités dans les stations
spatiales (SKYLAB, MIR, ISS).
L’avancée de la technologie permet d’utiliser de nouveaux type de
détecteurs, comme les semi-conducteurs, ainsi que des scintillateurs munis de
photomultiplicateurs. Les cristaux de germanium sont utilisés pour la détection
de photons avec une excellente résolution en énergie. Les détecteurs Cherenkov
sont adaptés aux mesures de vitesse et composition.
16

Fig. 11: Principe du détecteur de l’expérience RUNJOB (1995)
De manière générale, les détecteurs évoluent vers des systèmes complexes
associant des mesures d’énergie et de masse. On utilise des calorimètres qui
sont des combinaisons de détecteurs alternés avec des plaques de plombs, dans
lesquels l’énergie déposée doit être proportionnelle à l’énergie de la particule
incidente. Les spectromètres magnétiques, associés à des détecteurs gazeux,
permettent des mesures de charge. Dans tous les cas, on est vite confronté à un
problème de poids maximal et on ne peut avec ces systèmes faire des mesures
de particules au-delà de 100 GeV/nucléon.
Le premier satellite ”Proton”, lancé en 1965, qui pesait 12 tonnes, a permis
de mesurer l’intensité et le spectre du rayonnement cosmique entre 50 MeV
et 100 TeV. Il est resté en orbite pendant presque 3 mois entre 180 et 600
km d’altitude. Un autre exemple est le le satellite ”HEAO-3” [4], équipé d’un
spectromètre germanium couplé à des scintillateurs CsI, qui ne pesait ”que”
3 tonnes. Lancé en 1979, il mesura pendant près de 2 ans le spectre et la
composition chimique et isotopique des noyaux lourds du rayonnement cosmique,
en utilisant le champ magnétique terrestre. Les détecteurs plus récents,
comme BESS (the Balloon-borne Experiment with a Superconducting Solenoidal
magnet) [5] ou HEAT-pbar (High Energy Antimatter Telescope) [6], sont
équipés d’aimants supraconducteurs. Ces vols de ballon sonde de courte durée
(de l’ordre de la journée) ont été plus spécialement dédiés à la mesure d’antimatière
et d’isotopes légers. Des ballons de vol longue durée (de l’ordre du
mois) comme CREAM [7], puis l’expérience AMS [11] qui sera installée sur
l’ISS, devraient largement améliorer la statistique et la gamme en énergie (jus-
17

qu’au TeV) de ces études.
Pour étudier les rayons cosmiques à plus haute énergie, il faut faire appel
aux techniques de détection indirectes.
3.2 Techniques de détection indirecte
L’atmosphère est un calorimètre dans lequel les rayons cosmiques interagissent
en développant des gerbes de particules. Ces gerbes sont d’autant
plus étendues dans l’espace que l’énergie du rayon cosmique est élevée. Elles
produisent plusieurs millions voire des milliards de particules au sol, sur des
surfaces qui peuvent atteindre plusieurs kilomètres. Pour cette raison il est
possible d’étendre à plus grande échelle ce qu’avait fait Pierre Auger, c’est à
dire de répartir des détecteurs au sol afin qu’ils mesurent en coïncidence des
particules de la gerbe. D’autre part, pendant le développement de la gerbe, il
y a émission de lumière de fluorescence suite à l’excitation puis désexcitation
des molécules de l’air. Cette lumière, qui peut être détectée par des télescopes
dédiés, est proportionnelle au nombre de particules électromagnétiques de la
gerbe. L’ émission Cherenkov dans l’air devra être prise correctement en compte
pour l’utilisation de cette technique. La détection de lumière Cherenkov est
couramment utilisée pour la détection des gammas.
3.2.1 Les réseaux de détecteurs au sol
Les premiers réseaux de détecteurs au sol furent installés dans les années
50. Le principe de la détection d’une gerbe est schématisé sur la figure 12. Les
particules de la gerbe se déplacent dans un disque, à la vitesse de la lumière. La
mesure des temps d’entrée des particules dans les détecteurs donne la direction
avec une précision d’environ 2 degrés, tandis que l’énergie est déduite des flux
de particules détectés au sol. L’espacement entre les détecteurs fixe le seuil
en énergie de l’expérience. Quant à l’énergie maximale, elle est essentiellement
liée au flux attendu, à la surface couverte et au temps de fonctionnement du
détecteur.
Les premiers détecteurs de surface ont permis d’explorer les spectres en
énergie au-delà de 10 14 eV. On peut citer un réseau de 91 compteurs Geiger
Müller installé au Royaume Uni, qui couvrait à peu près 1 km 2 . Puis il y eu à
la fin des années soixante le fameux détecteur Vulcano Ranch aux Etats-Unis
qui couvrait environ 8 km 2 avec des scintillateurs, et qui mesura le premier
événement dont l’énergie dépassait 10 20 eV, qui alerta la communauté des phy-
18

Fig. 12: Schéma de principe d’un réseau de détecteurs au sol par Rossi et al
siciens. On utilisa également l’eau comme détecteur en convertissant la lumière
Cherenkov générée par la traversée des particules ultra relativistes dans une
cuve d’eau équipée d’un photomultiplicateur. Le détecteur Haverah Park, qui
couvrait 12 km 2 était un réseau avec ce type de cuves et a observé lui aussi
un événement inattendu à ultra haute énergie. Le premier détecteur de surface
dédié au spectre dans la zone de la cheville autour de 3.10 18 eV fut AGASA [9]
qui pour cela couvrait déjà une surface impressionnante de 100 km 2 . AGASA
était équipé de scintillateurs ainsi de quelques compteurs de muons, utilisés
pour la détermination de la composition.
Parmi les détecteurs au sol les plus sophistiqués, comprenant des détecteurs
de muons et d’électrons et photons, il faut citer EASTOP [13] et KASKADE
[16] (suivi de KASKADE grande). Ces deux expériences étaient dédiées à la
fameuse zone du genou et se sont notamment intéressées aux études de composition.
3.2.2 Les télescopes à fluorescence
L’autre technique de détection des gerbes couramment utilisée est le
télescope à fluorescence. L’observation de la lumière de fluorescence dans le
19

ciel grâce à des télescopes permet de reconstituer le profil longitudinal et la
géométrie de la gerbe. On peut ainsi mesurer son incidence, son énergie et
accéder à sa composition. Le premier télescope de ce type était le Fly’ Eyes.
Il a été suivi de Hires [10], équipé de deux télescopes, prévu pour multiplier
par 10 la statistique du précédent et qui a pu explorer la composition aux plus
hautes énergie. L’avantage de ce type de détecteur est que sa mesure d’énergie
dépend très peu des modèles hadroniques. L’inconvénient est son cycle utile qui
n’est en moyenne que de 10% car il ne peut fonctionner que les nuits claires et
sans lune.
3.2.3 L’Observatoire Pierre Auger, un détecteur hybride géant
Lorsque l’on veut étudier l’extrémité à haute énergie du spectre, la seule
solution pour palier au manque de statistique est d’avoir une surface de mesure
gigantesque. C’est ce qu’a réalisé la collaboration Pierre Auger en Argentine, en
installant un observatoire couvrant plus de 3000 km 2 de surface, qui a l’avantage
d’associer deux modes de détection : un réseau de cuves à effet Cherenkov
au sol et un ensemble de 4 télescopes à fluorescence sur le pourtour du site.
Ce détecteur a optimisé ses performances en tirant profit de l’expérience de
ses ”aînés”. De plus, son caractère hybride permet un étalonnage croisé des
deux systèmes de détection. Cet observatoire va pouvoir très prochainement
donner des résultats apportant des éléments de réponse sur l’origine des rayons
cosmiques.
3.2.4 Les télescopes radio
Lors du développement des gerbes dans l’atmosphère, les paires e + e −
créées, essentiellement focalisées le long de la trajectoire du primaire, génèrent
des impulsions électromagnétiques cohérentes mesurables par des détecteurs
radio adaptés. Ces impulsions pourraient être analysées et corrélées aux paramètres
caractéristiques des gerbes. Cette technique avait été explorée puis
abandonnée par les physiciens il y a une trentaine d’année, mais les progrès
de l’électronique offrent aujourd’hui de nouvelles possibilités et l’espoir de pouvoir
analyser avantageusement ces signaux. Des expériences prototypes utilisent
actuellement des antennes dédiées, en coïncidence avec des détecteurs de surface,
pour essayer de valider la possibilité d’étudier les gerbes avec ce type de
détecteurs [14, 15].
20

3.2.5 Les détecteurs du futur
Dans un futur proche, l’observatoire Auger Nord devrait mesurer le flux des
rayons cosmiques d’ultra-haute énergie depuis l’hémisphère Nord (Colorado,
USA) en essayant d’accroître encore les surfaces de détection par rapport à
l’observatoire Sud. Il sera également l’hybride et il n’est pas exclu d’y inclure
la radio détection si les études de faisabilité sont concluantes.
Dans un futur plus lointain, des projets envisagent de détecter la fluorescence
des gerbes depuis l’espace, soit depuis l’ISS, soit par satellite, comme
GEM-EUSO [20] ou OWL [21].
21

4 Une revue des observations
Avant de parler des observations, nous allons définir clairement la notion de
rayons cosmiques primaires et secondaires. Nous appellerons ”rayons cosmiques
primaires” les particules chargées venant de l’espace et ayant été accélérées dans
des sites astrophysiques. Il s’agit essentiellement de protons, d’électrons et des
noyaux créés au cours de la nucléosynthèse primordiale. Les ”rayons cosmiques
secondaires” sont les particules produites tout au long du parcours des rayons
cosmiques. Il s’agit donc des éléments issus des réactions de spallation ou de
tout autre processus exotiques auxquels sont soumis les primaires dans le milieu
interstellaire, c’est à dire des noyaux, protons, électrons, mais aussi des neutrons
et anti-particules. Ces particules secondaires apportent des informations essentielles
sur les conditions de propagation. Il est important de bien différencier ces
”rayons cosmiques secondaires” décrits ci-dessus des ”particules secondaires”
qui sont les particules produites dans l’atmosphère terrestre, essentiellement
dans les grandes gerbes qui sont les outils clés pour la détection des rayons
cosmiques.
4.1 Mesures directes et indirectes
Comme nous l’avons dit précédemment, au-delà de 10 15 eV, le flux des
rayons cosmiques est trop faible pour pouvoir étudier les rayons cosmiques par
des mesures directes en altitude. C’est grâce aux grandes gerbes atmosphériques
que l’on peut effectuer des mesures à plus haute énergie. Les grandes surfaces
couvertes par les centaines de millions de particules issues des gerbes permettent
de compenser en partie la faiblesse des flux, puisque plus l’énergie du primaire
est élevée et plus l’empreinte au sol de la gerbe sera grande. Les caractéristiques
des rayons cosmiques primaires sont alors déterminées de manière indirecte. La
détermination de l’énergie et de la composition des rayons cosmiques primaires
est alors liée à la connaissance du développement de la gerbe dans l’atmosphère
et donc à des modèles hadroniques. Ces derniers sont basés sur des études faites
auprès d’accélérateurs, mais doivent faire appel à des extrapolations dans les
domaines en énergie inaccessibles aux accélérateurs. Les expériences auprès de
LHC vont bientôt permettre de contraindre à plus haute énergie ces modèles,
et donc de gagner en précision sur les analyses de gerbes.
La composition est un paramètre très sensible aux modèles hadroniques, et
fait l’objet d’études complexes qui ne seront pas détaillées ici. Les résultats de
23

composition qui seront donnés dans la partie suivante sont essentiellement ceux
de basse énergie, issus d’études directes précises.
4.2 Les caractéristiques du spectre en énergie
Le spectre global des rayons cosmiques que nous avons présenté figure 5
s’étend sur plus de 12 ordres de grandeur en énergie en décroissant globalement
suivant une loi de puissance en K E −γ avec γ = 2.7 en première approximation.
Nous allons passer en revue rapidement les particularités de ce spectre en
énergie.
– Aux énergies inférieures à 10 GeV, 90% des rayons cosmiques sont des
nucléons et des noyaux. Ils sont fortement affectés par les vents solaires
qui limitent leur propagation jusqu’à la terre. Leur flux est donc sensible
aux cycles solaires, comme le montre la figure 13 sur laquelle on observe
qu’il varie en anti-coïncidence avec l’activité solaire.
Fig. 13: Intensité de l’activité solaire (a) et intensité du flux des rayons cosmiques (b)
en fonction du temps
– Si l’on s’intéresse à la partie du spectre à un peu plus haute énergie,
jusqu’à 100 GeV, le flux des rayons cosmiques, suffisamment intense, a
permis des mesures directes précises d’énergie et de composition grâce à
des détecteurs embarqués en ballons ou satellites. Dans ce domaine en
énergie, les rayons cosmiques comprennent 86% de protons, 13% d’He et
24

1.4 % de noyaux de Z>2. On compte également environ 1% d’électrons
et 10 −4 - 10 −5 d’antiprotons.
– Autour de 10 15 eV, le flux n’est plus que d’une particule par seconde et
par m 2 , le spectre montre une rupture de pente, appelée communément le
”genou”. Dans cette zone en énergie, les rayons cosmiques sont d’origine
galactique, mais leur composition mixte (protons et noyaux), encore
controversée, fait encore l’objet d’expériences dédiées. L’interprétation de
cette cassure est au coeur de débats d’actualité, car selon les modèles, elle
pourrait être soit liée aux processus d’accélération et à un changement
de composition à la source, soit traduire un changement de régime dans
la propagation [30]. La bonne connaissance de la composition dans cette
région est donc particulièrement cruciale.
– Une autre zone d’inflexion, la ”cheville”, apparaît autour de 3. 10 18
eV. L’origine de cette inflexion n’est pas encore connue mais différentes
théories tentent de l’expliquer. Elle pourrait être due à une transition
entre une origine galactique et extragalactique des rayons cosmiques
[29, 28]. La connaissance de la composition est ici aussi un élément
essentiel de l’analyse.
– La situation aux énergies extrêmes est encore plus confuse en raison du
manque de statistique. L’acquisition de statistique est en cours. Un des
enjeux à ces énergie est l’observation de la coupure GZK.
Actuellement, les physiciens consacrent beaucoup d’effort à la mesure des
rayons cosmiques au delà du TeV où beaucoup de questions restent posées. Nous
allons dans la partie suivante nous intéresser aux différents flux de particules
composant les rayons cosmiques, aux énergies où les mesures ont déjà pu être
effectuées.
4.3 Composition du rayonnement cosmique primaire et secondaire
Comme nous l’avons dit précédemment, le flux des rayons cosmiques est
dominé par les protons.
Les électrons et positrons sont également présents, en moyenne 100 fois
25

moins abondants. Ils proviennent soit de la désintégration des pions chargés,
eux mêmes étant produits lors de l’interaction des rayons cosmiques (essentiellement
des protons) avec le milieu interstellaire, soit par photoproduction de
paires. En raison des pertes d’énergie qu’ils subissent par rayonnement synchrotron
et Compton inverse, on ne voit que ceux qui proviennent de sources
de l’environnement local c’est à dire à moins de quelques 100 parsec de la
terre. Les spectres de 100 MeV à 1000 GeV suivent une loi de puissance avec
γ = 2. Jusqu’à 30 GeV, on a pu montrer qu’il n’ y a que 10% de positrons.
Cette asymétrie provient de ce que les muons créés par la décroissance des
pions chargés sont polarisés et de ce fait produisent plus d’électrons dans leur
processus de désintégration. A plus haute énergie les spectres sont moins bien
connus.
La mesure des flux des différents noyaux composant le rayonnement cosmique
est particulièrement intéressante, car elle illustre les effets liés à leur
propagation.
Fig. 14: Abondances des noyaux z

des anti-particules.
Ainsi on peut considérer que le taux de LiBeB accumulé dans la galaxie est
proportionnel à l’âge de la galaxie. D’autre part, le taux de noyaux secondaires
sur primaires apporte des informations sur les quantités de matière traversées. Il
a ainsi été estimé que les rayons cosmiques traversent en moyenne une épaisseur
de X RC = 6-10 g/cm 2 , des sources à la terre. L’étude de la composition donne
accès également à de véritables horloges cosmiques : on peut citer l’exemple de
la production par spallation du C de Be 9 et Be 10 , le premier étant stable et le
second instable (période de 4 Millions d’années). Le rapport des abondances
de 10 Be et de 9 Be dépend de l’histoire de la production du noyau secondaire
et notamment des sections efficaces. Leur étude permet alors de relier le temps
et la quantité de matière traversée. En effet, on a pu estimer à τ RC ≈ 2 10 7
années le temps nécessaire à traverser l’épaisseur moyenne X RC . On peut donc
en déduire que les rayons cosmiques se sont propagés dans un milieu de densité
moyenne η = X RC /t RC ≈ 0.2 part. cm −3 , plus faible que celle du disque de la
galaxie, ce qui indique qu’ils ont nécessairement passé du temps dans le halo.
Parmi les rayons cosmiques secondaires, une faible proportion d’antiprotons
d’énergie inférieure à 2 GeV a été mesurée. Le rapport de leur abondance
par rapport à celle des protons (environ 1/2000) est en accord avec la
production de paires p¯p dans les interactions hadroniques lors du passage de
protons dans le milieu interstellaire.
On attend aussi des neutrons, qui ont l’avantage de se propager en ligne
droite, mais qui ont une durée de vie de l’ordre de 15 mn, c’est à dire 10 11 s
à 10 18 eV. Leur parcours est donc limité à 10 kparsec, ce qui correspond typiquement
au centre de la galaxie. Un excès de rayons cosmiques provenant du
centre galactique pourrait donc être la signature d’un flux de neutrons, mais
jusqu’ici, rien n’a été clairement observé par les expériences.
On peut également considérer comme rayon cosmique secondaire le flux de
photons provenant de la décroissance des pions neutres. Ces photons font l’objet
de nombreuses études indirectes des rayons cosmiques, que nous n’aborderons
pas dans ce cours, puisque nous nous contenterons des rayons cosmiques au
sens strict des particules chargées.
On peut également citer les neutrinos qui sont produits lorsque les pions
chargés décroissent en positrons et électrons. Leur énergie est estimée à quelques
dizaines de MeV mais ils n’ont pas encore été observés.
27

4.4 Les particules secondaires issues des grandes gerbes atmosphériques
Comme nous l’avons dit plus haut, au-delà de 10 15 eV , les rayons
cosmiques sont détectés grâce aux grandes gerbes atmosphériques qu’ils
développent. L’étude de leurs caractéristiques passe donc par la connaissance
du développement de ces gerbes et des flux de particules qui seront détectées
au sol .
La figure 15 montre le flux des différents types de particules présents dans
les gerbes en fonction de la profondeur atmosphériques, estimé à partir du flux
des nucléons de plus de 1 GeV suivant l’équation :
I(E) = 1.8 × E −α ∗ N nucleons /(cm 3 s sr GeV ) (1)
Fig. 15: Flux estimés des différentes particules composant les gerbes (voir texte)
Les points expérimentaux superposés aux courbes correspondent à des mesures
de µ + au-delà de 1 GeV.
Dans cette partie, nous allons passer en revue les différentes composantes
des gerbes et leurs caractéristiques.
28

4.4.1 Composante hadronique des gerbes
Dès la première interaction du noyau ou nucléon primaire avec un atome
de l’atmosphère, est générée la partie hadronique de la gerbe. Typiquement, un
atome de Fe sous incidence verticale interagit à une altitude d’environ 28km.
La probabilité que cet atome soit encore présent à 10 km est de moins de 1% et
d’environ 2 fois moins pour des particules α. Cette interaction génère des fragments
nucléaire ainsi que des mésons (pions et kaons) chargés et neutres ainsi
que des neutrons. Les pions chargés continuent à interagir et créent d’autres
pions chargés et neutres
Des hadrons secondaires chargés ont pu être détectés jusqu’à 10 6 GeV, grâce
à des détecteurs embarqués dans Concorde (17 km d’altitude) ou dans un DC8
(10 km d’altitude). Des mesures en haute montagne en anti-coïncidence ont pu
mettre en évidence des hadrons ”survivants” non accompagnés.
La composante hadronique comprend également des neutrons provenant de
la désexcitation des noyaux de l’atmosphère. Des mesures de neutrons (jusqu’à
10 MeV) ont pu être effectuées. Leur flux est maximal à 16 km et décroît pour
atteindre environ 1 neutron de 1 GeV/m2/s au niveau de la mer. La proportion
de neutron par rapport aux particules chargées à faible altitude diminue quand
l’énergie augmente.
4.4.2 Composante muonique des gerbes
La composante muonique des gerbes est alimentée par la désintégration
des pions ou kaons chargés en dessous de 9 GeV. C’est la composante la plus
pénétrante du rayonnement cosmique. Elle contient aussi des neutrinos de basse
énergie. Les muons traversent de larges épaisseurs de matières et ils font l’objet
d’études souterraines dans des mines (Kolar Gold) ou laboratoires (FREJUS,
GRAN SASSO) et sous-marines jusqu’à 3000 mètres de profondeur. On a pu
ainsi mesurer des muons jusqu’à 10000 GeV.
L’essentiel de ces particules ont des énergies inférieures à 10 GeV. L’énergie
moyenne des muons détectés augmente avec l’inclinaison des gerbes car
l’épaisseur d’atmosphère à grande angle pénalise les énergies les plus faibles.
Les muons sont les particules chargées les plus abondantes au niveau de la
mer. On compte 25% plus de muons positifs que de négatifs comme le montre
la figure 16. Ce rapport est relié à la charge du primaire.
De manière générale, le contenu en muons des gerbes dépend de la nature
de primaire, ce qui rend l’étude des flux de muons très importante dans la
29

Fig. 16: Flux des µ + et µ − mesurés par l’expérience CAPRICE 94 [22] à 3.9 g/cm 3
recherche de la composition des RC primaires.
4.4.3 Composante électromagnétique des gerbes
La composante électromagnétique des gerbes est alimentée par la
désintégration des pions neutres en deux photons, ceux-ci générant des paires
e + et e − . A leur tour, les électrons et positrons donnent naissance à un photon
par rayonnement Bremstrahlung, entretenant la cascade. Le nombre de particules
créées est proportionnel à l’énergie du primaire. Le flux des e + et e −
décroît quand l’énergie augmente, il est 100 fois plus faible à 1 GeV qu’à 10
MeV. Ces particules ont des sources multiples, puisque à celles créées en altitude
dans les cascades décrites, s’ajoutent celles générées par la décroissance
des muons au sol. Leur dépendance angulaire est donc très complexe à évaluer.
Lors du développement de la cascade électromagnétique, les molécules d’azote
de l’air sont excitées. Elles se désexcitent en émettant des photons de longueur
d’onde caractéristique, qu’on appelle la lumière de fluorescence.
La composante électromagnétique est extrêmement focalisée autour de l’axe
de la gerbe, c’est pour cela que la détection de lumière de fluorescence permet de
mesurer précisément le plan de la gerbe. D’autre part, elle emporte environ 90%
de l’énergie du primaire. L’intégrale de la lumière détectée est proportionnelle
30

aux nombres de particules dans la composante électromagnétique et donc à
l’énergie du primaire.
La mesure de la composante électromagnétique est donc fondamentale dans
l’estimation de l’énergie du primaire.
4.5 Les anisotropies du rayonnement cosmique
L’étude des d’anisotropies dans les directions des rayons cosmiques, qui
inclut leur évolution avec l’énergie, est intimement liée à la compréhension de
la propagation et aussi, à plus haute énergie, à l’identification des sources,
elle est donc cruciale pour éclaircir leur origine. Toute anisotropie reflète un
mouvement, qui peut être soit celui des rayons cosmiques, soit du systeme
terre/soleil par rapport à un gaz isotrope au repos. Nous allons étudier, pour
les différents domaines en énergie, les différents enjeux liés aux anisotropies.
– Jusqu’à 10 17 eV, comme cela a été dit précédemment, on s’attend à
ce que les rayons cosmiques soient d’origine galactique. Comme ce sont
essentiellement des particules chargées, elles ne pointent pas vers leurs
sources car elles sont défléchies et isotropisées par les champs magnétiques
galactiques. Dans cette gamme en énergie, l’étude des anisotropies à
grande échelle permet d’extraire des informations directes sur la propagation
des rayons cosmiques, à priori de caractère diffusif, qui dépend
du coefficient local de diffusion et du gradient local de rayons cosmiques.
Dans ce domaine en énergie on s’attend à ce que le coefficient de diffusion
augmente avec l’énergie. Notamment, si la cassure du genou est
liée à la diffusion avec une évolution du confinement dans la galaxie, la
mesure de la variation de l’anisotropie peut permettre de discriminer les
modèles de propagation. Au contraire, si le genou est lié à un changement
de l’accélération à la source, on n’attend pas de changement d’anisotropie
dans cette région.
Entre 1 et 100 TeV, les expériences telles que EAS-TOP[23] ou Macro[24]
ont mesuré des amplitudes d’anisotropies avec une phase correspondant
à un excès en direction du plan galactique, compatibles avec l’hypothèse
de propagation des rayons cosmiques diffusive à grande échelle dans la
galaxie. Dans cette gamme d’énergie, l’amplitude de l’anisotropie ne varie
pas avec l’énergie.
Au-delà de 100 TeV, la statistique est plus limitée et les premières
31

observations ne sont pas en accord avec les plus récentes.
– Autour de 10 18 eV, lorsque le rayon de giration des particules (dans le
cas de protons) devient comparable à l’épaisseur du disque de la galaxie,
les mouvements diffusifs ne sont plus dominants. On attend alors une
forte augmentation de l’anisotropie en direction du disque galactique,
dans l’hypothèse où les sources sont distribuées majoritairement dans le
plan galactique.
L’expérience AGASA a mesuré autour de 10 18 eV un excès vers le centre
galactique [25], qui pourrait être lié aux excès mesurés par Fly Eyes vers
le plan galactique et par SUGAR [26]vers le centre galactique(à quelques
degrés de celui d’AGASA). Ces mesures, dont la compatibilité nécessite
d’être confirmée, pourraient signer un flux de neutrons en provenance
du centre galactique, mais elles pourraient aussi indiquer que les rayons
cosmiques à cette énergie sont toujours galactiques. Toutefois, elles n’ont
pas été confirmées par l’expérience Auger[27].
– Au delà de 10 18 eV
A ces énergies, on s’attend à ce que les rayons cosmiques, puisqu’ils proviennent
de l’extérieur de la Galaxies, soient isotropisés et ne présentent
pas d’anisotropie à grande échelle. Toutefois, aux plus hautes énergies,
les particules chargées ne sont quasiment plus déviées par les champs
magnétiques et on s’attend alors à ce qu’elles pointent vers leurs sources
d’origine. Les contraintes actuelles sur les champs magnétiques prédisent
qu’au delà de 4. 10 19 eV, il soit possible de faire de l’astronomie avec les
rayons cosmiques. L’Observatoire Pierre Auger est dédié à l’étude des
rayons cosmiques dans ce domaine en énergie avec une large statistique
et permettra peut être de valider ces prédictions, ce qui serait un pas
énorme vers la compréhension de l’origine des rayons cosmiques.
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– High Energy Astrophysics, I, Malcom S. Longair
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