Sur le spectre d’´ energie du rayonnement cosmique
2.4. APPLICATION AUX RCUES : LES COUPURES GZK 67
(with uniform sources from Dmin to 1 Gpc)
Dmin = 20 Mpc (with uniform sources from Dmin to 1 Gpc)
Fig.2.8 – Spectres propag´es des rayons cosmiques pour une distribution uniforme de sources pr´esentant une surdensit´e locale. `A gauche : surdensit´e d’un facteur 3 dans une sph`ere centr´ee sur la Terre de rayonDmin(comme indiqu´e en Mpc). `A droite, surdensit´e d’un facteur n, comme indiqu´e, dans une sph`ere de 30 Mpc de rayon (barres d’erreur comme pr´ec´edemment).
sa pente, ni son ´energie maximale.
On peut voir sur la figure 2.8 que l’´energie maximale suppos´ee pour les sources in-fluence la reprise de flux. Il va de soi qu’on n’observera pas de rayons cosmiques d’´energie sup´erieure `a la limite d’acc´el´eration, mais mˆeme au-dessous de cette limite, une ´energie maximale plus grande donne g´en´eralement lieu `a des flux plus ´elev´es. Ainsi, `a 5 1020eV, pour des sources de granularit´e DG = 20 Mpc, le flux attendu est environ trois fois plus grand si l’acc´el´eration est active jusqu’`a 1022 eV plutˆot que 1021 eV. La pente du spectre source a ´egalement une influence importante, mais il faut en r´ealit´e garder en m´emoire qu’il n’y aucune raison a priori pour que ce spectre soit en loi de puissance.
Quelle serait alors la forme de la coupure pour un spectre montrant une changement de comportement pr´ecis´ement dans ce domaine d’´energie. Or c’est loin d’ˆetre exclu, puis-qu’il s’agit justement de la limite probable des capacit´es d’acc´el´eration des sources (du moins si on en juge par la difficult´e qu’´eprouvent les astrophysiciens `a expliquer l’origine d’´energies aussi gigantesques). Une situation amusante pourrait ˆetre la suivante : un processus d’acc´el´eration limit´e par des pertes d’´energies telles que des pertes synchro-tron, par exemple, ou la photo-dissociation des noyaux, pourrait conduiredans la source
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a une accumulation de particules ultra-´energ´etiques en dessous d’une ´energie critique.
Le spectre source pr´esenterait alors une “bosse” `a une ´energie proche de son ´energie maximale, qui serait fix´ee par les conditions locales de l’acc´el´eration, et pourrait donc se situer au-dessus de l’´energie de coupure GZK (dont l’origine est tout autre). Cette bosse dans le spectre source pourrait alors compenser le creux produit par la coupure, et conduire `a un spectre propag´e essentiellement plat !
Ce n’est bien sˆur qu’un cas d’´ecole sans r´eel support th´eorique, mais il illustre le fait que l’adoption automatique d’un spectre source en loi de puissance est en r´ealit´e tr`es critiquable, sp´ecialement dans ce domaine d’´energie o`u l’on s’attend `a atteindre les limites du processus d’acc´el´eration. Mais plus g´en´eralement encore, nous attirons l’attention sur le fait que les sources ne sont pas n´ecessairement toutes identiques. `A supposer mˆeme qu’elles produisent des spectres en loi de puissance, il n’est nullement
68 CHAPITRE 2. SPECTRE D’ ´ENERGIE DES RAYONS COSMIQUES certain que les pentes logarithmiques soient identiques dans chaque source. Et quand bien mˆeme elles le seraient, en raison d’une universalit´e restant `a ´etablir, pouvons-nous garantir que l’´energie maximale atteinte soit syst´ematiquement la mˆeme. En r´ealit´e, il nous semble au contraire qu’on serait fond´e `a postuler que l’´energie maximale des sources d´epend de leur configuration astrophysique particuli`ere, et que certaines sources s’arrˆetent `a une ´energie inf´erieure, par exemple parce que les champs magn´etiques y sont plus faibles, ou que ses dimensions sont moindres. Cette situation – a priori la plus probable s’agissant de sources astrophysiques – est tout `a fait int´eressante, car elle tend `a accentuer la coupure GZK. En effet, s’il est effectivement “difficile” d’acc´el´erer des particules jusqu’`a des ´energies d´epassant 1020 eV, il est probable qu’il y ait plus de sources injectant des particules `a 1020eV qu’`a 3 1020eV, et plus encore qu’`a 5 1020eV ou au-del`a. En d’autre termes, un ´echelonnant des ´energies maximales entre les diff´erentes sources tendrait `a produire un spectre source global pr´esentant une coupure effective dans le domaine GZK, pas n´ecessairement en loi de puissance, susceptible de renforcer l’effet.
2.4.4 Remarque finale
Ces quelques remarques visaient `a mettre en garde contre une simplification excessive de la ph´enom´enologie du rayonnement cosmique ultra-´energ´etique. L’id´ee que les sources puissent avoir une distribution parfaitement uniforme `a travers tout l’univers, qu’elles soient toutes identiques en puissance, qu’elles n’´evoluent pas avec le temps, qu’elles in-jectent des particules suivant un spectre en loi de puissance avec toujours la mˆeme pente et jusqu’`a la mˆeme ´energie maximale est certainement na¨ıve et fausse. Le probl`eme est cependant que nous ne savons pas comment modifier ces hypoth`eses abusives, car nous sommes toujours dans l’ignorance quant `a la nature des sources. Ce domaine de recherches semble ainsi ne faire que s’ouvrir, et les donn´ees observationnelles, pour les raisons que l’on sait, font cruellement d´efaut. Si la coupure GZK s’av`ere ˆetre absente du spectre des RCUEs, ce sera `a coup sˆur une grande surprise, car en d´epit des r´esultats que nous venons de pr´esenter, il est un fait que dans l’´etat actuel de nos connaissances physiques et astrophysiques, une coupure GZK est toujours attendue – plus ou moins raide, `a plus ou moins haute ´energie, avec retour de flux ou non, mais toujours incon-testablement pr´esente. En revanche, si une coupure GZK est observ´ee, il s’agira encore d’en identifier la forme exacte, avec la plus grande pr´ecision possible (ce qui n´ecessitera l’extension des moyens d’observation actuels), dans le but notamment d’en d´eduire des informations sur les sources et leurs distributions.
Mais nous l’avons vu ´egalement, la situation est d’autant plus complexe que les param`etres influen¸cant la coupure sont multiples, et difficiles `a s´eparer. `A cˆot´e de la figure 2.8 montrant l’influence de l’´energie maximale des sources sur le spectre observ´e, nous montrons `a nouveau celle de la granularit´e. Force est de le reconnaˆıtre : une ´energie maximale plus grande peut tr`es bien simuler l’effet d’une granularit´e plus faible. Face
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a une telle situation, il n’y a pas d’autre choix que de multiplier les observables. Nous l’avons d´ej`a abondamment comment´e, le rayonnement cosmique offre la caract´eristique unique de pr´esenter trois dimensions spectrales : l’´energie, la composition et la distribu-tion angulaire. Les mesures fines de composidistribu-tion, h´elas !, ne semblent pas `a l’ordre du jour
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a tr`es haute ´energie. Nous verrons n´eanmoins au chapitre suivant que la ph´enom´enologie g´en´erale du rayonnement cosmique nous offre des moyens de faire entrer utilement la composition des RCUEs dans le d´ebat. Mais c’est surtout avec l’observation de sources individuelles, par le biais d’anisotropies `a petite ´echelle angulaire, qu’on peut esp´erer acc´eder `a des informations plus “propres”, c’est-`a-dire ne correspondant pas `a la somme
2.4. APPLICATION AUX RCUES : LES COUPURES GZK 69 des flux produits par toutes les sources dans toutes les directions. De mˆeme, la mesure du flux de rayons cosmiques ultra-´energ´etiques s´epar´ement dans les deux h´emisph`eres c´elestes, avec les sites Nord et Sud de l’Observatoire Pierre Auger, apportera des in-formations pr´ecieuses pour commencer `a identifier l’influence de la distribution spatiale des sources, que l’on attend en effet diff´erente dans le sud et dans le nord, puisque la distribution de mati`ere – visible et sombre – est tr`es nettement dissemblable dans un rayon de quelques dizaines de Mpc, correspondant justement `a la«sph`ere GZK».
70 CHAPITRE 2. SPECTRE D’ ´ENERGIE DES RAYONS COSMIQUES