Les rayons cosmiques Historique Définition Caractéristiques physiques Détection Expériences.

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1 Les rayons cosmiques Historique Définition Caractéristiques physiques Détection Expériences

2 Historique Victor Hess (1883-1964) Pierre Auger (1899-1993)

3 Qu’est-ce qu’un rayon cosmique de haute énergie ? C’est une particule très énergétique, venant de l’espace et produite par des mécanismes astrophysiques violents. Sur Terre, il est possible de détecter soit la particule elle-même, soit l’ensemble des particules secondaires issues de l’interaction entre la particule primaire et l’atmosphère terrestre.

4 Spectre des rayons cosmiques Détection directe possible Détection indirecte 100 km/h !! 1 /km 2 /siècle

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6 Questions... quelle est la nature de ces rayons cosmiques ? quel processus est responsable de leur énergie ? d’où viennent-ils ? on ne sait pas vraiment

7 D’ou vient leur énergie ? Processusbottom-up Processustop-down

8 D’ou viennent-ils ? E < 10 18 eV : notre galaxie E > 10 19 eV : extra-galactique, ou halo de notre galaxie Collaboration AGASA si p ou N !!! Terre Centre galactique

9 Énigme... Inexplicables !!

10 La coupure GZK

11 Bilan les mécanismes d’accélération connus ne suffisent pas on ne sait pas d’ou viennent les rayons cosmiques les plus énergétiques Le manque de statistique nous empêche de progresser dans ce domaine

12 État des lieux 10 6 10 5 10 4 10 3 10 2 10 1 10 0 10 7 EUSO

13 L ’expérience Pierre Auger Détection : des particules secondaires de la gerbe au sol de la lumière de fluorescence Flux faible grande surface de détection réseau de 1600 détecteurs Cerenkov au sol 3 détecteurs de fluorescence (téléscopes) 30 fois la taille de Paris !!! (3000 km 2 )

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17 Performances attendues Resolution en énergie : E = 10 20 eV : 15 % à 10 % E = 10 19 eV : 30 % à 20 % Resolution angulaire Resolution angulaire : E = 10 20 eV : 1° à 0,2° E = 10 19 eV : 2° à 0,35° statistique : E > 10 20 eV : 60 en 1 an (15 actuellement) E > 4.10 19 eV : 500 en 1 an (100 actuellement)

18 Conclusion