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Les fantasmes Pourquoi les étudier ? Quelle est leur nature ? Doù viennent-ils ? Comment les détecter ? Les rayons cosmiques CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA.

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1 Les fantasmes Pourquoi les étudier ? Quelle est leur nature ? Doù viennent-ils ? Comment les détecter ? Les rayons cosmiques CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T1

2 Une « expérience » en astrophysique Ondes électromagnétiques Rayons cosmiques Messagers Un phénomène (violent) cosmique CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T2

3 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 lun des rares moyens détudier les phénomènes astrophysiques qui leur ont donné naissance. Pourquoi étudier les rayons cosmiques ? CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T3

4 Quest-ce quune onde électromagnétique ? Tout phénomène cosmique violent est source dondes électromagnétiques détectables. Visible : télescopes (astronomie optique) Ondes radio : radio-télescopes TV FM AM Charges en mouvement Onde électromagnétique CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T4

5 Quest-ce quun 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 dhydrogène) et autres noyaux atomiques Noyau atomique : assemblage de nucléons (proton ou neutron) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T5

6 Le spectre dénergie et le flux Énergie (eV) Flux Satellites Détecteurs au sol Surface des détecteurs 1 m 2 (10 -6 km 2 ) m 2 (0,1 km 2 ) 1 particule par m 2 par seconde 1 particule par m 2 par an 1 particule par km 2 par an 1 particule par km 2 par siècle m 2 (3000 km 2 ) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T6

7 Échelle dénergie ZeV (zeta) EeV (exa) GeV (giga) PeV (peta) TeV (tera) MeV (méga) keV (kilo) eV (électron-volt) Pile à 1 Euro Tube TV Accélérateur électrostatique Réacteur nucléaire Synchrocyclotron Synchrotron (LHC : 1,5 milliard dEuros) Supernovae Étoiles à neutrons Noyaux actifs de galaxies Rayon cosmique le plus énergétique observé Limite (?) technologie humaine ??? CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T7

8 Lorigine des rayons cosmiques Soleil (neutrinos des réactions thermonucléaires, électrons) Phénomènes galactiques (supernovae, étoiles à neutrons…) Phénomènes extra-galactiques (collisions de galaxies, sursauts gamma, galaxies à noyaux actifs…) ????? Énergie (eV) Flux particule par m 2 par seconde 1 particule par m 2 par an 1 particule par km 2 par an 1 particule par km 2 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

9 Les énergies ultimes : le mystère Énergie énorme Origine totalement mystérieuse Seulement 20 événements similaires observés en 40 ans Nouvelle unité proposée : 50 joules = 1 tyson Deux voies principales dexploration Les deux phénomènes les plus violents (probablement) de lUnivers : Les galaxies à noyaux actifs Les sursauts gamma La désintégration de particules supermassives créées quelque seconde après le Big Bang Le rayon cosmique le plus énergétique : eV (50 joules) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T9

10 Les noyaux actifs de galaxie Le centre de certaines galaxies est occupé par un trou noir de très grande masse qui peut jouer le rôle dune machine accélératrice très puissante. On les appelle des « galaxies actives ». Elles sont caractérisées par lémission dun jet de particules énergétiques partant du centre. À des centaines dannées-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

11 Interprétation Slide from Pr W. Hofmann InterprétationInterprétation Trou noir de 100 milliards de masses solaires Faisceau de matière à 99% de la vitesse de la lumière, neutrinos, photons Détecteur Noyau Une galaxie active Lobes

12 Un accélérateur cosmique : Explosions les plus violentes depuis le BigBang Fréquents (environ un/jour) Très brefs (quelques secondes à quelques minutes) Mécanisme inconnu (fusion dune étoile à neutrons et dun trou noir ???) Découverts dans les années 60 par les satellites espions militaires américains VELA Vue dartiste dun sursaut gamma et du satellite SWIFT chasseur de sursauts (lancement fin 2003) les sursauts gamma CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T11

13 La détection des sursauts gamma Carte du ciel en sursauts gamma vue par le satellite BATSE Exemple dun sursaut gamma se déroulant dans le temps : durée de lexplosion = 2 secondes CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T12

14 La désintégration de particules supermassives Big Bang Temps : seconde Taille : 10 cm Température : K GUT Époque de la Grande Unification Univers assez chaud pour créer des particules de masse eV Temps : 15 milliards dannées (aujourdhui) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T13

15 Les détecteurs On utilise des détecteurs de particules adaptés aux conditions particulières dobservation. une grande variété de détecteurs en fonction de la nature et de lénergie des rayons cosmiques Les détecteurs de rayons cosmiques CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T14

16 … 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 CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T15

17 … 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...). CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T16

18 … sous la mer Le détecteur ANTARES plongé dans la Méditerranée à 1000 m de profondeur au large de Toulon On utilise le sous-marin Nautile de lIFREMER pour le déploiement des « tours ». CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T17

19 … et même sous la glace Le détecteur IceCube, en construction au Pôle Sud sous la glace de lAntarctique (4800 phototubes situés entre 1400 et 2400 mètres, un volume de 1 km 3 ) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T18

20 La détection au sol (en surface) Les rayons cosmiques les plus énergétiques pénètrent dans latmosphère 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 eV 12 km de haut, 10 km 2 de surface au sol, 100 milliards de particules secondaires 5 km 12 km CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T19

21 Un « réseau de surface » : KASCADE À Karlsruhe (Allemagne) Surface de m 2 pour létude de rayons cosmiques dénergies comprises entre et eV. Une centaine par jour sont détectés par ce réseau. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T20

22 Une gerbe atmosphérique kascade+gerbe Rayon cosmique primaire Première interaction Interactions successives en cascade Détecteurs

23 Les rayons cosmiques dénergies extrêmes sont très rares : une particule par km 2 et par siècle au-delà de eV ! Pour les étudier, il faut construire un détecteur géant : plusieurs milliers de km 2 pour détecter quelques dizaines de particules par an. Cest lidée extravagante proposée en 1992 par Cronin et Watson. James W. Cronin de luniversité de Chicago (USA) et Prix Nobel, et Alan A.Watson de luniversité de Leeds (Grande Bretagne), Les promoteurs de l Observatoire Pierre Auger Cronin-Watson LObservatoire Pierre Auger CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T22

24 Principe de fonctionnement de lObservatoire Auger Cuves remplies de 12 tonnes deau 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 particule primaire Particule primaire fragment lumière de fluorescence lumière Cherenkov CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T23

25 La taille de lObservatoire Auger Evry Pontoise Melun Versailles Paris Ile-de-France Extrême rareté des rayons cosmiques dénergies « ultimes » : 1 par km 2 par siècle déploiement de 1600 cuves et 24 télescopes sur 3000 km 2 Observatoire Auger CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T24

26 Le site de lObservatoire Auger Malargüe Province de Mendoza Argentine Choix du site : 3000 km 2 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

27 Le quotidien à Malargüe CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T26

28 La suite ? EUSO en 2007 Si le spectre continue au-delà de 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

29 Conclusion « Cest peut-être la découverte du siècle ! Cela dépend évidemment de jusquoù ça descend. » 20 événements Lorigine de la vingtaine de rayons cosmiques dénergies 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 lexistence de nouvelles particules inobservables autrement ?...sur les phénomènes les plus violents de lunivers ?...ou tout simplement sur linattendu ! CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T28


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