Tableau récapitulatif

La table 2.3 résume les points importants de ce chapitre. Pour chaque composante du rayonnement

cosmique, elle présente les enjeux de son étude, ses sources les plus probables, les questions qui lui

sont associées ainsi que quelques expériences récentes qui en effectuent la mesure.

2.3 Tableau récapitulatif

-T

ableau

récapitulatif

rayonnement cosmique enjeux sources potentielles interrogations actuelles expériences

ré-centes

solaire

E.1 GeV – physique solaire

– transport des particules

– Soleil

– atomes du milieu interstellaire

– composition

élémen-tale

– composition isotopique

– degré d’ionisation

– ACE

– STEREO

– SDO

galactique

1 GeV.E .1 EeV – propriétés de la Voie

lactée

– matière noire

– antimatière

– vestiges de supernovae

– pulsars

– étoiles à neutrons

– origine du genou

– nature des sources

– anisotropie

– AMS-02

– CREAM

– ATIC

– BESS

extra-galactique

E&1 PeV – nature des sources

– physique des

ultra-hautes énergies

– noyaux actifs de galaxie

– amas de galaxies

– lobes de radiogalaxies

– sursauts gamma

– anisotropie

– composition

– sections efficaces

– Auger

– Hires

– TA

leptonique

E.10 TeV – sources locales

– matière noire

– RC nucléaire

– vestiges de supernovae

– pulsars

– nature des sources

– position des sources

– anisotropie

– Fermi

– ATIC

– PAMELA

neutrinos

E&100 TeV – astronomie

– sources des UHECRs

– matière noire

– RC nucléaire

– étoiles

– supernovae

– AGN

– nature des sources

– anisotropie

– IceCube

– Antares

– ANITA

– Auger

photonsγ

1 MeV.E.10 TeV – astronomie

– sources des UHECRs

– matière noire

– RC nucléaire

– RC leptonique

– sursauts gamma

– nature des sources

– anisotropie

– HESS

– MAGIC

– VERITAS

– Fermi

-28

-Deuxième partie

Propagation du rayonnement cosmique

galactique

Chapitre 3

Description de la propagation

La propagation du rayonnement cosmique est l’objet de la présente partie. Il s’agit d’un domaine

passionnant aux multiples enjeux tant pour l’étude du rayonnement cosmique que pour celle de ses

processus associés dans la Voie Lactée. La figure 3.1 représente les abondances des éléments dans

le système solaire et dans le rayonnement cosmique galactique. À première vue, on constate que les

abondances relatives des éléments sont similaires. Par exemple, les éléments les plus abondants sont

dans les deux cas H et He suivit de C, N et O. Cependant quelques irrégularités existent. Le béryllium,

grand absent du système solaire, est10

⁵

fois plus représenté dans le rayonnement cosmique. D’autres

éléments sont sur-représentés dans le rayonnement cosmique par rapport à l’abondance solaire : c’est

le cas du lithium, du bore, du fluor, du groupe d’éléments en-dessous du fer, etc.

Comment explique-t-on de telles différences entre ces abondances ? Ce qui caractérise les éléments

cités c’est qu’ils ne sont pas produits dans le milieu stellaire, d’où leur absence dans le système

so-laire. Leur présence dans le rayonnement cosmique signe pourtant l’existence d’un processus créateur.

Celui-ci réside dans la propagation du rayonnement cosmique galactique. Lors de leur trajet dans la

Galaxie, les particules du rayonnement cosmique interagissent avec le milieu interstellaire. Ces

in-teractions peuvent engendrer la destruction de la particule qui se fragmente alors en une particule

plus légère ainsi qu’un ou plusieurs débris. Ce mécanisme, appelé spallation, permet de créer des

élé-ments inexistants dans les sites d’accélération du rayonnement cosmique. On fait donc la distinction

entre les éléments accélérés par les sources, qualifiés de primaires, et ceux produits au cours de la

propagation par spallation d’un noyau plus lourd (les secondaires). Tout le jeu de l’étude de la

pro-pagation consiste à étudier les abondances des noyaux primaires et secondaires pour en déduire des

informations sur les propriétés de la Galaxie.

3.1 L’environnement de propagation

Avant de modéliser la propagation, il est nécessaire de bien mettre en lumière l’environnement

astrophysique de la Galaxie et les phénomènes qui importent pour la propagation du rayonnement

cosmique nucléaire galactique. Puisque la Galaxie peut être décomposée en deux parties (disque

galactique et halo galactique), nous profiterons de cette subdivision naturelle pour structurer cette

section.

3.1.1 Le disque galactique

La Voie Lactée est une galaxie de type spirale. Elle regroupe des centaines de milliards d’étoiles

(200−400×10

⁹

) situées principalement dans un plan appelé disque galactique d’une épaisseur de

FIGURE3.1 – Abondance relative des éléments dans le système solaire (en bleu) et dans le

rayonne-ment cosmique galactique (en rouge) observée par l’expérience ACE [78].

∼100 pcet d’un rayon de∼20 kpc. Elles sont plus particulièrement regroupées dans les bras spiraux

qui s’enroulent autour du centre galactique bien que certaines étoiles existent aussi hors du disque

(les étoiles les plus vieilles). Au centre du disque galactique, aussi appelé centre galactique ou bulbe

galactique, la concentration d’étoiles et de matière est beaucoup plus importante si bien que le centre

galactique apparaît comme la région la plus brillante de la Galaxie. Cependant son profil de densité

est encore mal connu. Enfin, notre Galaxie est dotée en son sein d’un trou noir supermassif appelé

Sagittarius A

∗

qui pourrait être la source des rayons cosmiques les plus énergétiques de notre Galaxie.

La géométrie exacte de notre Galaxie est encore mal connue. Ceci est dû à notre position à l’intérieur

même de la Galaxie qui nous empêche d’avoir une vision externe. En contrepartie, cela rend possible

des mesures in situ et l’on peut tirer des informations de l’étude du spectre du rayonnement cosmique

galactique, de sa composition et de son anisotropie.

3.1.1.1 Le milieu interstellaire

Outre les étoiles qui le composent, le disque de la Voie Lactée contient une grande quantité de gaz

et de poussières interstellaires imprégnés de champs magnétiques. Cette matière forme le milieu

in-terstellaire (angl :InterStellar Mediumou ISM). Celui-ci joue un rôle particulièrement important pour

la propagation du rayonnement cosmique puisqu’il est à l’origine des interactions avec les particules

et est donc responsable de la modification des abondances. En masse, le milieu interstellaire est

com-posé à99%de gaz et1%de poussières. En composition, celui-ci est composé de89%d’hydrogène

(moléculaire, neutre ou ionisé), de9%d’hélium et de2%d’éléments plus lourds appelés ’métaux’

dans le jargon astrophysique.

Due à l’action de la force de gravité, une grande partie de la masse du milieu interstellaire se trouve

sous la forme de surdensités de matière appelées nuages interstellaires. On distingue les différents

types de nuages interstellaires selon l’état de l’hydrogène qui s’y trouve.

1. Lorsque l’hydrogène est neutre on parle de régions H I. Ces régions, qui regroupent plus de 90%

de la masse du milieu interstellaire, peuvent être observées à l’aide de la raie de l’hydrogène

3.1 L’environnement de propagation

21 cm. Cette raie correspond à l’énergie de transition entre les deux états de spin de l’unique

électron de l’hydrogène.

2. Si l’hydrogène est partiellement ou totalement ionisé, il s’agit de régions H II. Elle sont plus

brillantes que les régions H I.

3. À ne pas confondre avec les régions H II, les régions H

₂

sont composées de dihydrogène

mo-léculaire. On parle alors de nuage momo-léculaire.

3.1.1.2 Les champs magnétiques

Les noyaux qui composent le rayonnement cosmique sont par essence des particules chargées. Dans

le régime galactique (E > 1 GeV) on peut même ajouter que les atomes sont entièrement ionisés.

Ils vont donc interagir dans les champs magnétiques. L’origine et l’intensité des champs magnétiques

galactiques sont encore des questions ouvertes [173]. Les champs magnétiques jouent un grand rôle

dans la propagation des particules chargées puisque ces dernières se déplacent en spiralant autour

des lignes de champs. Ils sont composés d’une composante régulière et d’une composante turbulente

dont les amplitudes sont similaires. De ce fait, les lignes de champs ont des directions aléatoires et les

particules aussi. La marche aléatoire des particules s’assimile à un processus de diffusion caractérisé

par une coefficient de diffusionKqui dépend de la structure du champ turbulent. Puisque la déflection

des particules dans les champs magnétiques diminue lorsque l’énergie augmente, les particules se

propagent mieux et ont des coefficients de diffusion plus faibles à haute énergie.

3.1.2 Le halo galactique

Les champs magnétiques - et par extension la diffusion des particules - ne se cantonnent pas au

disque galactique. Autour de ce dernier se trouve le halo galactique. Cette zone, pratiquement dénuée

de matière (étoiles ou milieu interstellaire), est néanmoins remplie de champs magnétiques. La

diffu-sion des particules peut y avoir lieu et elle est donc peuplée de particules. Son profil exact ainsi que

ses dimensions sont assez mal connus. Moyennant des approximations concernant sa géométrie, nous

verrons que sa taille est une des informations que peut apporter l’étude de la propagation du

rayonne-ment cosmique. Notons ici qu’il existe aussi un halo de matière noire qui englobe le halo galactique.

Il ne faut pas confondre les deux, le halo de matière noire ne sera pas abordé dans cette thèse

1

.

3.1.3 Les interactions

Lorsque les particules se propagent dans le milieu interstellaire, elles peuvent subir différentes

interactions avec la matière et les champs magnétiques.

1. Les particules perdent de l’énergie par ionisation de la matière du milieu interstellaire si celui-ci

est neutre ou partiellement ionisé. Si il est déjà totalement ionisé, ce sont les pertes

coulom-biennes qui dominent. Les pertes d’énergie ne jouent qu’un rôle à basse énergie (E < 1 GeV

[118]).

2. Les particules du rayonnement cosmique peuvent aussi subir des interactions inélastiques avec

les particules du milieu interstellaire. Ces réactions de spallations jouent un rôle très

impor-tant dans la propagation puisqu’elles sont responsables de la modification de la composition du

rayonnement cosmique lors du transport. L’effet de la spallation sur la composition du

rayon-nement cosmique est étudié dans la section suivante.

3. Pour les particules chargées plus légères que les noyaux (électrons et positrons), on peut rajouter

les effets d’émission de rayonnement synchrotron et Bremsstrahlung, respectivement dans le

cas d’interaction avec des champs magnétiques et de la matière.

Dans le document Mesure et phénoménologie du rayonnement cosmique avec l'expérience CREAM (Page 41-49)