Les rayons cosmiques : historique et enjeux actuels - IPN - IN2P3
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– Où se trouvent ces sources, dans la galaxie ou dans l’espace extragalactique<br />
?<br />
A basse énergie, il est admis que les <strong>rayons</strong> <strong>cosmiques</strong> sont d’origine<br />
galactique. En eff<strong>et</strong>, on s’attend à ce qu’ils soient confinés dans le disque<br />
de la galaxie par les champs magnétiques qui y règnent, typiquement de<br />
quelques µgauss, leur rayon de giration étant alors bien plus faible que la<br />
hauteur du disque. Au contraire à très haute énergie, les <strong>rayons</strong> <strong>cosmiques</strong><br />
ont un rayon de giration tel qu’ils ne peuvent plus être confinés dans<br />
la galaxie. S’ils étaient cependant produits dans la galaxie, il ne serait<br />
pas possible d’obtenir le flux globalement isotrope observé. On s’attend<br />
donc à ce qu’ils soient d’origine extra-galactique. Le problème est de<br />
savoir où se situe la transition entre les <strong>rayons</strong> <strong>cosmiques</strong> galactiques<br />
<strong>et</strong> extra-galactiques. C<strong>et</strong>te question fait l’obj<strong>et</strong> de nombreux débats <strong>et</strong><br />
ce sont les études de composition à haute énergie qui perm<strong>et</strong>tront de<br />
trancher entre les différents modèles.<br />
– Comment se propagent-ils avant d’atteindre la terre?<br />
Quelles que soient les sources à l’origine du rayonnement cosmique, les<br />
observables dont nous disposons ne sont que la convolution du spectre<br />
source avec les eff<strong>et</strong>s liés à la propagation dans le milieu interstellaire.<br />
L’étude des sources est donc compliquée par la prise en compte des eff<strong>et</strong>s<br />
dus à la propagation, mais en contre partie, elle va perm<strong>et</strong>tre d’extraire<br />
des informations sur les milieux traversés par les <strong>rayons</strong> <strong>cosmiques</strong>. En<br />
eff<strong>et</strong>, les <strong>rayons</strong> <strong>cosmiques</strong> subissent des pertes d’énergie qui dépendent de<br />
leur nature <strong>et</strong> de leur énergie. Ces pertes sont liées aux densités de matière<br />
traversée <strong>et</strong> aux différentes interactions subies. <strong>Les</strong> pertes dominantes<br />
sont les pertes coulombiennes <strong>et</strong> d’ionisation, Bremsstrahlung inverse <strong>et</strong><br />
pertes par collisions, ainsi que les pertes avec les photons.<br />
Plus particulièrement les <strong>rayons</strong> <strong>cosmiques</strong> ultra-énergétiques (typiquement<br />
autour de 10 20 eV pour des protons) lors de leur propagation de leur<br />
site d’accélération jusqu’à la terre, interagissent avec les photons du fond<br />
diffus cosmologique qui remplissent uniformément l’univers (essentiellement<br />
par photoproduction de pions), <strong>et</strong> perdent de ce fait une partie<br />
de leur énergie. Comme le montre la figure 9, plus les particules sont<br />
énergétiques, plus les pertes d’énergies pendant leur propagation sont<br />
violentes.<br />
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