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

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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
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