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

Une « expérience » en astrophysique Ondes électromagnétiques Messagers Les ondes (astronomie) et les rayons cosmiques (astrophysique des particules) sont les seuls moyens dont nous disposons pour étudier les phénomènes cosmiques et les origines de notre univers. L’image montre quatre des cinq galaxies faisant partie du groupe appelé « Quintette de Stephan », situé à environ 300 millions d’années-lumière. En bas à droite, on peut voir trois de ces galaxies entrant en collision. (Crédit : NASA. Site : « Astronomy picture of the day ». Photo : télescope Hubble.) Rayons cosmiques Un phénomène (violent) cosmique CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T2

Pourquoi étudier les rayons cosmiques ? Les rayons cosmiques sont des particules qui nous viennent du cosmos. Ils bombardent la Terre en permanence. La photo de fond représente une « aurore boréale » (ou polaire). C’est un phénomène dû à l’ionisation des gaz atmosphériques par les rayons cosmiques chargés de faible énergie dont les trajectoires suivent les lignes du champ magnétique terrestre. Ces lignes de champ, comme celles d’un aimant, partent du Pôle Nord et aboutissent au Pôle Sud, d’où ce phénomène particulièrement spectaculaire observable essentiellement dans les régions polaires. Comme la lumière en astronomie, les rayons cosmiques sont l’un des rares moyens d’étudier les phénomènes astrophysiques qui leur ont donné naissance. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T3

Qu’est-ce qu’une onde électromagnétique ? Charges en mouvement Onde électromagnétique  Tout phénomène cosmique violent est source d’ondes électromagnétiques détectables. Visible : télescopes (astronomie optique) Dans la théorie classique, une onde ém est définie par les champs (vectoriels) électrique et magnétique. Une charge statique est la source d’un champ électrostatique. Des charges en mouvement (courant électrique) produisent simultanément un champ électrique et magnétique. Un champ magnétique statique a comme seul effet de courber la trajectoire des particules chargées. Un champ électrique ou un champ magnétique variable dans le temps peuvent accélérer une particule chargée. En Mécanique Quantique ondes et particules sont deux manifestations d’un même phénomène (dualité onde-particule). Ainsi le photon se comporte en même temps comme une particule (grain de lumière) et comme le constituant des ondes ém. En astrophysique, un champ électromagnétique peut être produit dans un grand nombre de situation : la rotation d’étoiles à neutron qui portent des charges de surface, accélération dans des ondes de choc de nuages de plasma (atomes ionisés ou électrons), rayonnement (cf le Soleil, ou plus généralement toute étoile émettant de la lumière visible) etc. Ondes radio : radio-télescopes TV FM AM CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T4

Qu’est-ce qu’un 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 d’hydrogène) et autres noyaux atomiques Un rayon cosmique est une particule qui doit être stable pour parcourir de grandes distances cosmologiques avant de parvenir jusqu’à nous. Certains rayons cosmiques parcourent des distances de plusieurs centaines de millions d’années-lumière depuis le site où ils sont produits jusqu’à nous. C’est donc impossible à une particule instable, même avec une vie moyenne longue comme le neutron libre (environ 1000 secondes) de parcourir de telles distances sans se désintégrer. Ceci n’est toutefois vrai que pour les rayons cosmiques primaires. Les rayons cosmiques que nous recevons sur terre sont généralement produits par l’interaction de ces RC primaires avec l’atmosphère. On peut donc y trouver des particules instables, comme le muon qui a une vie moyenne de 2 microsecondes. Noyau atomique : assemblage de nucléons (proton ou neutron) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T5

Le spectre d’énergie et le flux Surface des détecteurs Flux 1 particule par m2 par seconde 1 m2 (10-6 km2) Satellites 100 000 m2 (0,1 km2) 1 particule par m2 par an Détecteurs au sol Le flux des rayons cosmiques mesure leur taux d’arrivée sur une surface donnée pendant un temps donné. Ce flux varie très fortement avec l’énergie : quand celle-ci augmente d’un facteur 10, le flux diminue d’un facteur 1000. La taille des détecteurs de rayons cosmiques doit s’adapter au flux : de quelques m2 pour les énergies les plus faibles jusqu’à plusieurs milliers de km2 pour les plus hautes énergies. 1 particule par km2 par an 3.109 m2 (3000 km2) 1 particule par km2 par siècle Énergie (eV) 1010 1015 1020 CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T6

Échelle d’énergie Rayon cosmique le plus énergétique observé ??? 1021 ZeV (zeta) Noyaux actifs de galaxies 1018 EeV (exa) Étoiles à neutrons Limite (?) technologie humaine Supernovae 1015 PeV (peta) Synchrotron (LHC : 1,5 milliard d’Euros) 1012 TeV (tera) Synchrocyclotron 109 GeV (giga) Accélérateur électrostatique Réacteur nucléaire L’énergie d’une particule se mesure par une unité naturelle appelée l’électron-volt (eV). Un eV est l’énergie acquise par un électron accéléré sous 1 volt (ce qui est réalisable à l’aide d’une pile branchée sur les armatures d’un condensateur!). L’énergie la plus élevée que peut atteindre un accélérateur de particules (le LHC –Large Hadron Collider- actuellement en construction au CERN à Genève) est d’une dizaine de TeV (1013 eV). Le LHC, pour atteindre de telles performances, a dû être installé dans un tunnel, sous ultra-vide, de 27 km de circonférence (équivalent aux boulevards périphériques de Paris). Cette énergie constitue l’ordre de grandeur de ce qu’on peut espérer atteindre dans une machine de construction humaine (pour des raisons technologiques aussi bien qu’économiques). Les accélérateurs cosmiques (dont certains sont mentionnés dans cette conférence) peuvent visiblement dépasser d’un facteur d’au moins cent millions les performances des machines humaines : l’énergie du rayon cosmique le plus énergétique observé est 3x1020 eV. Son origine est inconnue. 106 MeV (méga) Tube TV 103 keV (kilo) Pile à 1 Euro 1 eV (électron-volt) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T7

L’origine des rayons cosmiques Tout phénomène violent peut produire des particules, lesquelles, si elles sont chargées, peuvent être accélérées par des champs électromagnétiques. Soleil (neutrinos des réactions thermonucléaires, électrons) Phénomènes galactiques (supernovae, étoiles à neutrons…) Phénomènes extra-galactiques (collisions de galaxies, sursauts gamma, galaxies à noyaux actifs…) ????? Flux 1 particule par m2 par seconde 1 particule par m2 par an L’intensité (ou le flux) des rayons cosmiques les moins énergétiques, dus essentiellement au Soleil (en haut à gauche du spectre), est de 30 ordres de grandeur plus élevée que celle des rayons cosmiques d’énergies extrêmes (en bas à droite). Les commentaires indiquent quelques objets astrophysiques typiques pouvant accélérer des particules dans le domaine d’énergie correspondant (prolonger les flèches ou les bandes verticales jusqu’à la courbe et lire les énergies correspondantes sur l’échelle horizontale). 1 particule par km2 par an 1 particule par km2 par siècle Énergie (eV) 1010 1015 1020 CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T8

Les énergies ultimes : le mystère Le rayon cosmique le plus énergétique : 3.1020 eV (50 joules) Énergie énorme Origine totalement mystérieuse Seulement 20 événements similaires observés en 40 ans Nouvelle unité proposée : 50 joules = 1 tyson Deux voies principales d’exploration Les deux phénomènes les plus violents (probablement) de l’Univers : Les galaxies à noyaux actifs Les sursauts gamma Une énergie de 50 joules représente à peu près l’énergie cinétique d’une balle de tennis (second service), d’un ballon de football au tir de penalty ou d’un coup de poing d’un champion de boxe poids-lourds (photo). Pour un objet macroscopique, il s’agit donc d’une énergie relativement ordinaire. En revanche, pour une particule élémentaire comme un proton (10-27 fois moins massive qu’un ballon de foot!) il s’agit d’une énergie extraordinaire (voir le transparent « échelles d’énergie »). La désintégration de particules supermassives créées quelque 10-35 seconde après le Big Bang CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T9

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 d’une machine accélératrice très puissante. On les appelle des « galaxies actives ». Elles sont caractérisées par l’émission d’un jet de particules énergétiques partant du centre. À des centaines d’années-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). L’image du haut est un dessin d’artiste représentant une galaxie spirale dont le centre est occupé par un trou noir. De telles galaxies sont appelées « galaxies à noyaux actifs » ou, plus simplement, « galaxies actives ». Perpendiculairement au disque d’accrétion (matière galactique avalée par ce trou noir sous l’effet de la gravitation) est émis un jet de particules et de matière ionisée. L’image du bas est la photo en rayons X (prise par le satellite Chandra) de la galaxie elliptique géante Centaurus-A (NGC 5128), la galaxie active la plus proche de nous (11 millions d’années-lumière). Le puissant jet qui traverse la photo diagonalement est long de 30 000 années-lumière. Certains noyaux actifs constitués de trous noirs super-massifs peuvent avaler l’équivalents de plusieurs étoiles (telles que notre Soleil) par an. C’est l’énergie mise en jeu au cours de tels phénomènes qui alimente en puissance les jets de plasma qui caractérisent de telles galaxies. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T10

100 milliards de masses solaires Interprétation Interprétation Noyau Une galaxie active Lobes Faisceau de matière à 99% de la vitesse de la lumière, neutrinos, photons Trou noir de 100 milliards de masses solaires La vignette est la photo en ondes radio par le VLT (Very Large Telescope) du quasar 3C175, véritable canon à particules. Le jet de particules (protons et électrons) qui émerge du centre forme des lobes après un parcours d’un million d’années-lumière, en frappant des nuages de gaz présents sur son parcours. L’origine du jet et sa très forte collimation ne sont encore pas bien comprises. C’est en partie l’intérêt de l’étude de telles galaxies actives, entre autres par la détection des particules accélérées qui parviennent jusqu’à nous. Détecteur Slide from Pr W. Hofmann

Un accélérateur cosmique : les sursauts gamma Explosions les plus violentes depuis le BigBang Fréquents (environ un/jour) Très brefs (quelques secondes à quelques minutes) Mécanisme inconnu (fusion d’une étoile à neutrons et d’un trou noir ???) Découverts dans les années 60 par les satellites espions militaires américains VELA Les sursauts gamma (ainsi nommés car ils se manifestent par l’émission de rayons gamma pendant un temps très courts avant de s’éteindre) ont été découverts, par hasard, par les satellites militaires VELA destinés, au début des années 1960, à surveiller les explosions atomiques provoquées par l’URSS. Leur étude systématique pendant 40 ans ne commence à donner ses fruits que très récemment : on pense qu’il s’agit de phénomènes provoqués par la fusion de systèmes binaires très compacts (étoiles à neutrons, trous noirs). Il s’agit en tout cas d’un des phénomènes les plus violents de l’univers : l’énergie reçue sur terre sous forme de rayons gamma pendant l’explosion de certains sursauts peut parfois dépasser, pendant quelques secondes, la totalité de celle que nous recevons du reste de l’univers. Vue d’artiste d’un sursaut gamma et du satellite SWIFT chasseur de sursauts (lancement fin 2003) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T11

La détection des sursauts gamma Carte du ciel en sursauts gamma vue par le satellite BATSE Malgré leur caractère exceptionnel (d’un point de vue énergétique), les sursauts gamma sont relativement fréquents : on en observe en moyenne plus d’un par jour. Ils sont distribués de manière uniforme dans le ciel (pas de direction privilégiée). L’animation montre le nombre de rayons gamma observés par un détecteur au cours de la phase initiale d’un sursaut qui ne dure que quelques secondes. Si on peut mesurer, par d’autres moyens, la distance à laquelle le sursaut a eu lieu, on peut en déduire la quantité totale d’énergie émise dans toutes les directions par la source, à partir de la partie infime de cette énergie captée par le détecteur. On a ainsi pu calculer l’énergie d’un sursaut observé en décembre 1997, ayant eu lieu à une distance de 12 milliards d’années-lumière, comme équivalent à celle émise par l’ensemble de notre galaxie, la Voie Lactée, pendant deux siècles. Si de tels sursauts avaient lieu dans notre galaxie (à quelques dizaines de milliers d’années-lumière), cela provoquerait la disparition de toute vie sur terre. Exemple d’un sursaut gamma se déroulant dans le temps : durée de l’explosion = 2 secondes CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T12

La désintégration de particules supermassives GUT Époque de la Grande Unification Univers assez chaud pour créer des particules de masse 1025 eV Big Bang Les hypothèses du « big-bang » et de l'unification : les premiers instants de l’Univers La solution du mystère pourrait venir non pas de particules accélérées par un mécanisme astrophysique mais de la désintégration de particules supermassives créées quelque 10-35 seconde après le Big Bang. A cet instant, l’univers était tellement chaud que des particules dites de Grande Unification ont pu être créées avec des énergies de 1025 eV (équivalent à la masse de 50 mille milliards d’atomes de plomb). Leur désintégration est alors capable de produire des particules ayant les énergies des rayons cosmiques les plus énergétiques observés. L’époque de la Grande Unification est celle où les interactions fondamentales telles que nous les connaissons aujourd’hui (gravitationnelle, forte, électrofaible) étaient unifiées en une seule. Observer, par leurs produits de désintégration, des particules qui ont des masses de Grande Unification est le seul moyen direct de vérifier cette prédiction fondamentale des théories modernes. Or une machine de fabrication humaine ne pourra jamais atteindre les énergies équivalentes à celle de l’univers primordial, et créer artificiellement les particules de Grande Unification. Ce sont donc les rayons cosmiques qui nous apporteront la preuve de cette théorie, si leur origine est bien de cette nature. Temps : 10-35 seconde Taille : 10 cm Température : 1028 K Temps : 15 milliards d’années (aujourd’hui) CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T13

Les détecteurs de rayons cosmiques On utilise des détecteurs de particules adaptés aux conditions particulières d’observation.  une grande variété de détecteurs en fonction de la nature et de l’énergie des rayons cosmiques CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T14

… 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 Les détecteurs embarqués sur satellites (donc au-delà de l’atmosphère terrestre) ont l’avantage de détecter les rayons cosmiques primaires avant qu’ils n’interagissent avec l’atmosphère. Cela facilite évidemment leur identification et la mesure de leur énergie. Toutefois, un satellite ne pouvant embarquer que des détecteurs de petite taille, cette technique est réservée au domaine des faibles énergies, donc des flux élevés (voir transparent sur le spectre d’énergie et les flux correspondants). Le détecteur EUSO (l’objet tronconique ditigé vers le bas de la figure supérieure, prévu pour être lancé en 2007) fait exception à cette règle, car il ne détecte pas le rayon cosmique primaire mais la gerbe atmosphérique provoquée par celui-ci en pénétrant dans l’atmosphère (voir plus loin, les détecteurs au sol et en particulier l’Observatoire Auger). CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T15

… sous terre Les détecteurs souterrains sont destinés à l’observation de particules qui interagissent peu avec la matière : les neutrinos et certaines particules hypothétiques comme les WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) qui pourraient s’identifier à la mystérieuse Matière Noire qui semble constituer la plus grande partie (jusqu’ici non observée) de la matière de notre univers. Une conférence NEPAL traite de ce sujet. Pour de tels détecteurs, l’énorme flux de rayons cosmiques observables en surface constitue un bruit de fond dans lequel le signal cherché serait complètement noyé. Ces rayons cosmiques sont absorbés par les centaines ou milliers de mètres de matière au-dessus de ces détecteurs souterrains souvent abrités dans des mines désaffectées ou, comme ici, dans une cavité spécialement creusée pour eux. 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

… sous la mer Le détecteur ANTARES plongé dans la Méditerranée à 1000 m de profondeur au large de Toulon ANTARES, comme le détecteur IceCube (transparent suivant) est un « télescope à neutrinos » qui vise à détecter l’interaction de neutrinos de haute énergie ayant traversé la Terre et produisant des particules qui émergeront du sol sous marin. Les phototubes (sphères fixées aux « tours » verticales) regardent donc vers le bas, pour ne pas être aveuglés par les très nombreux rayons cosmiques venant du haut. Ces phototubes (détecteurs opto-électroniques qui transforment la lumière en signal électrique) ont pour but de détecter la lumière (dite « rayonnement Cherenkov ») produite par les particules chargées énergétiques quand elles traversent un milieu transparent (gazeux ou liquide). On utilise le sous-marin Nautile de l’IFREMER pour le déploiement des « tours ». CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T17

… et même sous la glace Le détecteur IceCube, en construction au Pôle Sud sous la glace de l’Antarctique (4800 phototubes situés entre 1400 et 2400 mètres, un volume de 1 km3) Le but des détecteurs insérés dans la glace est le même que celui des télescopes à neutrinos sous-marins. La seule différence est que le milieu transparent dans lequel le rayonnement Cherenkov est produit est de la glace et non de l’eau. Le détecteur IceCube, qui occupera un volume de 1 km3 de glace au Pôle Sud, est actuellement en construction à partir d’un détecteur prototype appelé AMANDA. La technique pour placer les phototubes à des profondeurs de 2 km ou plus consiste à injecter une colonne d’eau chaude verticalement dans la banquise, d’enfoncer les « tours » de phototubes dans cette colonne liquide, puis de laisser la glace se former de nouveau autour de ces tours. Il est clair qu’une fois en place, le détecteur ne peut plus être changé ou réparé. Cette technique a de nombreux avantages sur celle des détecteurs sous-marins mais oblige les équipes scientifiques à travailler dans des conditions infiniment plus contraignantes que celles des équipes d’ANTARES installées sur les rivages de la Méditerrannée! CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T18

La détection au sol (en surface) Les rayons cosmiques les plus énergétiques pénètrent dans l’atmosphère 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. 12 km Un rayon cosmique primaire interagit généralement dans les hautes couches de l’atmosphère pour créer plusieurs centaines de particules qui interagissent à leur tour etc. La cascade d’interactions peut résulter en plusieurs milliards de particules (essentiellement photons et électrons) atteignant le niveau du sol. Les détecteurs décrits plus loin ont pour mission d’observer un échantillonage des particules secondaires de cette « gerbe atmosphérique » et d’en déduire les propriétés (direction, nature, énergie) du rayon cosmique primaire. Une gerbe de 1019 eV 12 km de haut, 10 km2 de surface au sol, 100 milliards de particules secondaires 5 km CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T19

Un « réseau de surface » : KASCADE Le détecteur allemand KASCADE a une relativement petite surface. Il est donc destiné à l’étude de rayons cosmiques d’énergies intermédiaires. Chacune des « stations détectrices » visibles sur la figure est constituée d’un scintillateur (plaque de plastique dopée produisant de la lumière de scintillation lorsqu’elle est traversée par une particule chargée) « lu » par des phototubes. À Karlsruhe (Allemagne) Surface de 40000 m2 pour l’étude de rayons cosmiques d’énergies comprises entre 1016 et 1018 eV. Une centaine par jour sont détectés par ce réseau. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T20

Une gerbe atmosphérique Rayon cosmique primaire Première interaction kascade+gerbe Une gerbe atmosphérique Rayon cosmique primaire Première interaction Interactions successives en cascade Cette animation montre, de manière très schématique, le développement d’une gerbe atmosphérique et son « échantillonage » par les stations détectrices de KASCADE. En réalité, dans ce domaine d’énergie, c’est plusieurs millions de particules qui atteignent le sol. Détecteurs

L’Observatoire Pierre Auger Cronin-Watson Les rayons cosmiques d’énergies extrêmes sont très rares : une particule par km2 et par siècle au-delà de 1020 eV ! Pour les étudier, il faut construire un détecteur géant : plusieurs milliers de km2 pour détecter quelques dizaines de particules par an. C’est l’idée extravagante proposée en 1992 par Cronin et Watson. C’est en 1991 que Cronin et Watson ont commencé à échanger les premières idées sur la faisabilité d’une expérience ayant pour but de détecter en quantités suffisantes les rayons cosmiques d’énergies extrêmes (>1020 eV) dont l’origine reste encore à ce jour totalement mystérieuse. La surface nécessaire à la détection de ces événements rares étant de plusieurs milliers de km2, l’idée était à l’époque considérée comme un défi insurmontable. Un atelier international tenu à Paris en 1992 a été le prélude de 8 années de réflexion, de préparation, de recherche et développement et de course au financement. En 2000, les premières des 1600 stations détectrices de l’Observatoire Auger commençaient à être installées dans la Pampa argentine. En 2005, l’Observatoire déployé sur 3000 km2 sera le plus grand détecteur de rayons cosmiques jamais construit. James W. Cronin de l’université de Chicago (USA) et Prix Nobel, et Alan A.Watson de l’université de Leeds (Grande Bretagne), Les promoteurs de l ’Observatoire Pierre Auger CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T22

Principe de fonctionnement de l’Observatoire Auger Grandes gerbes atmosphériques Particule primaire particule primaire fragment lumière de fluorescence Télescope pour la détection de la lumière de fluorescence produite par les particules de la gerbe lumière Cherenkov Cuves remplies de 12 tonnes d’eau pour la détection des particules de la gerbe Ce dessin indique schématiquement le développement d'une gerbe atmosphérique et sa détection. Le réseau de stations détectrices au sol (ici des cuves remplies d'eau) échantillonne les particules secondaires de la gerbe qui atteignent le sol : il reconstruit donc le développement latéral de la gerbe. Le "télescope" optique, de son côté, observe la lumière de fluorescence produite quand les particules cgargées de la gerbe excitent les atomes d'azote de l'atmosphère. Cette émission de lumière étant isotrope, les télescopes peuvent "voir" la gerbe par son profil, et jsuqu'à des distances de 40 km : ceci permet de reconstruire la gerbe par son développement longitudinale. Les deux informations sont ensuite croisées pour établir, avec une précision sans précédent, les propriétés du rayon cosmique primaire qui a déclenché la gerbe: son énergie, sa direction, sa nature. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T23

La taille de l’Observatoire Auger Extrême rareté des rayons cosmiques d’énergies « ultimes » : 1 par km2 par siècle  déploiement de 1600 cuves et 24 télescopes sur 3000 km2 Ile-de-France Pontoise Paris Versailles Evry La surface totale du « réseau » est une contrainte directement imposée par le flux des particules qu’on veut détecter. Pour le domaine exploré par l’Observatoire Auger, le flux de rayons cosmiques est de l’ordre de queques événements par km2 et par siècle. Il est nécessaire de disposer de quelques milliers d’événements au moins pour en tirer les informations nécessaires à la compréhension de l’origine de ces particules. De telles statistiques nécessitent donc (règle de trois !) un détecteur de plusieurs milliers de km2 prenant des données pendant au moins dix ou quinze ans. Melun Observatoire Auger CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T24

Le site de l’Observatoire Auger Choix du site : 3000 km2 peu habités site plat atmosphère pure et climat ensoleillé ville proche et accessible Les points rouges indiquent les pays du continent américain qui participent au projet Auger : Etats-Unis, Mexique, Brésil et Argentine. Les autres pays participants sont, à part l’Australie, tous européens : France, Allemagne, Grande-Bretagne, Italie, Espagne, Pologne, République Tchèque, Slovénie. La photo montre l’une des 1600 stations détectrices avec les Andes au fond. Ces stations communiquent les unes avec les autres, et aussi avec un centre de calcul situé à plusieurs dizaines de km d’elles où les données prises sont centralisées, par des moyens proches de la téléphonie cellulaire. Les stations sont alimentées par des batteries solaires et synchronisées en temps à l’aide des signaux émis par des satellites GPS. Malargüe Province de Mendoza Argentine Cuve détectrice au pied des Andes CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T25

Le quotidien à Malargüe En haut à gauche : paysage typique du site dans la Pampa argentine. A la saison humide la nappe phréatique affleure le sol et rend l’accès aux détecteurs relativement délicat. A droite : deux jeunes physiciens testent l’électronique d’une cuve. Les détecteurs sont installés sur les propriétés privées des fermiers locaux, essentiellement des éleveurs, dont les vaches jouent ici le rôle de spectateurs. En bas à gauche : Miss Malargüe 2001 entourée de deux jeunes chercheurs français. A droite : le café Quinto Viejo, lieu de rassemblement des équipes travaillant sur le site à l’heure de l’apéritif (vers 21 heures suivant les habitudes locales). CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T26

La suite ? EUSO en 2007 Si le spectre continue au-delà de 1021 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. Le détecteur EUSO est actuellement dans la phase d’étude. Si cette phase aboutit, il pourrait être installé sur la station orbitale internationale en 2007. Son principe de fonctionnement est basiquement le même que celui des télescopes à fluorescence de l’Observatoire Auger. Toutefois, là où les télescopes d’Auger détectent la fluorescence atmosphérique (équivalente à la lumière émise par une lampe de 40 watts) à des distances de 30 à 40 km (déjà une performance !), EUSO doit détecter cette même lumière à une distance de 400 km. La sensibilité de ses capteurs devra donc atteindre un niveau à la limite des performances techniques disponibles à ce jour. L’avantage d’un télescope embarqué est de pouvoir observer des volumes d’atmosphère beaucoup plus importants que ne peut le faire un détecteur au sol. EUSO devrait donc être sensible à des flux encore plus faibles que ceux visés par l’Observatoire Auger. CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T27

Conclusion L’origine de la vingtaine de rayons cosmiques d’énergies extrêmes observés depuis 40 ans est un mystère. La solution de ce mystère, ouvrira des fenêtres sur des paysages encore inconnus... « C’est peut-être la découverte du siècle ! Cela dépend évidemment de jusqu’où ça descend. » 20 événements ...sur un instant infiniment proche des origines de notre univers ? ...sur la modification de certaines lois de la physique ? ...sur l’existence de nouvelles particules inobservables autrement ? ...sur les phénomènes les plus violents de l’univers ? ...ou tout simplement sur l’inattendu ! CNRS-IN2P3 et CEA-DSM-DAPNIA - T28