MESURE DES ÉLECTRONS DU RAYONNEMENT COSMIQUE

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MESURE DES ÉLECTRONS DU RAYONNEMENT COSMIQUE

B. Agrinier

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B. Agrinier. MESURE DES ÉLECTRONS DU RAYONNEMENT COSMIQUE. Journal de Physique

Colloques, 1969, 30 (C3), pp.C3-119-C3-125. �10.1051/jphyscol:1969319�. �jpa-00213696�

MESURE DES ÉLECTRONS DU RAYONNEMENT COSMIQUE

B. AGRINIER

Service d'Electronique Physique, C. E. N. Saclay

Résumé. - L'étude des électrons s'inscrit naturellement dans celle du spectre de masse des par- ticules du rayonnement cosmique. Mais les pertes d'énergies caractéristiques des électrons : Rayon- nement Synchrotron, Rayonnement de freinage, Effet Compton inverse, fournissent des informa- tions précieuses sur le milieu interstellaire. De nombreux chercheurs se sont lancés dans la mesure du spectre d'énergie et du signe de la charge de cetté composante rare du rayonnement cosmique.

Abstract. - Cosmic rays electrons survey is a field of general cosmic particles studies.

Electron particles have special energy loss mecanisms as synchrotron radiation, Bremsstrahlung and inverse Compton effects.

In this regard, the cosmic electron research field gives important scientific data on the interstellar medium.

At this date, research has been strongly developed in two ways : energy spectrum measurement and charge sign recognition.

Motivation et historique de 1'Etude des électrons du Le nombre de laboratoires poursuivant cette recher- rayonnement cosmique. - L'étude des électrons s'ins- che est alors rapidement croissant. Actuellement une crit naturellement dans celle du spectre de masse des dizaine ont mesuré le spectre d'énergie entre 100 MeV particules du rayonnement cosmique. '. et 100 GeV et trois ont précisé le « rapport de signe » Historiquement la théorie des cascàdes avait été ou proportion de positrons parmi l'ensemble des développée depuis 1937 (Bhabha-Heitler-Carlson- électrons des deux signes. L'intensité de cette compo- Oppenhelmer) pour expliquer la courbe « Intensité- sante est voisine de 1 % de celle des protons du rayon- altitude » des rayons cosmiques avec l'hypothèse que nement cosmique dans le domaine d'énergie > 1 GeV.

les rayons cosmiques primaires étaient tous des élec-

trons de grande énergie. Cette hypothèse fut abandon- Principaux résultats expérimentaux sur les electrons née grâce à la découverte du méson ^TC. de haute énergie (E > 1 GeV) - Difficultés. - Bien L~ recherche des électrons ne fut reprise 1948 que le domaine d'énergie mesuré s'étende à des éner- par Rossi et Hulsizer [ l ] qui ne trouvèrent qu'une gies aussi que quelques MeV, nous nous limi- limite supérieure de l'intensité des électrons devenus terons ici au domaine > 1 GeV. Les électrons de une rare du rayonnement cosmique. basse énergie étant soumis à la modulation due à

cependant la découverte du rayonnement radio- l'activité solaire, leur spectre est actuellement assez galactique non thermique conduisit à l,hypo- mal connu mais fait l'objet de nombreuses mesures, thèse du rayonnement Synchrotron qui impliquait principalement en satellite, de façon à sortir de la l'existence d'électrons de haute énergie (Shklovski- magnétosphère.

Ginzburg, 1953) [2]. La détection directe des électrons se heurte à plu- La recherche expérimentale repartait alors avec un sieurs :

arsenal croissant de moyens, et l'on obtenait les pre- a) La principale est due a u fait que la longueur miers résultats positifs. caractéristique d'interaction (longueur de radiation) - 1960, Earl [3], chambre de Wilson en ballon : dans l'air est seulement de 37 g/cm2, il est alors néces- (2 événements) E 2 4,5 GeV ; saire d'embarquer le détecteur dans un véhicule capable - 1960, Meyer vogt 141, calorimètre de compteurs : de naviguer à des altitudes correspondant à des (qq. événements) E >, 1 GeV ; pressions résiduelles < 10 g/cm2, donc ballons ou - 1963, Collaboration Milan/Saclay (c Mi-Sa » [SI, ~atellite~. La plupart des expérimentateurs Ont utilisé chambre à étincelles : les ballons stratosphériques en plastique flottant

(18 événements) E 3 5 GeV ; couramment vers 5 g/cm2.

- 1963, Daniel [6], émulsions nucl. : b) Dans le cas du ballon, il est nécessaire d'évaluer (12 événements) E > 16 GeV . et d'éliminer les « électrons secondaires atmosphé-

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphyscol:1969319

C 3 - 120 B. AGRINIER riques » c'est-à-dire les électrons produits dans l'atmos-

phère surmontant le détecteur par interaction des protons et des noyaux du rayonnement cosmique, ce que I'on appelle l'albedo.

Il existe également un albedo sortant dont une fraction est réentrante, c'est-à-dire pourrait tout-à-fait simuler une composante primaire. L'énergie maximale de cette source secondaire est cependant inférieure à l'énergie correspondant à la rigidité magnétique de la latitude d'observation.

c) Enfin, reste l'identification des électrons dans le détecteur parmi un grand nombre d'interactions parasites dues aux protons qui sont cent fois plus nombreux.

Principaux détecteurs. - Les expérimentateurs ont tenté de résoudre les difficultés énumérées ci-dessus avec plus ou moins de bonheur.

L~ détection est basée sur effet de des ^{FIG. 1. -Cascade} électromagnétique provoquée par un élec- tron de grande énergie dans une chambre à étincelles à plaques électrons de grande énergie dans des matériaux de de plomb de l'expérience Mi-Sa (Col!aboration Milan-Saclay)

élevé. (vue stéréoscopique).

- Les détecteurs sont de 3 types :

O visuels : chambre de Wilson : Earl, (Minnesota) chambre à étincelles Mi-Sa, Meyer-Vogt, E. F. 1. N. S. (Chicago) ;

calorimètres : sandwiches compteurs à scintilla- tion et plaques de métal lourd (E. F. 1. N. S., Chicago) ;

e émulsions nucléaires : Daniel (TATA. 1. F. R., Bombay) Freier-Wadding- ton (Minnesota).

- L'identification des interactions d'origine nuclé- aire donc dues aux protons, se fait généralement par l'utilisation de la différence des longueurs d'inte- raction.

1 nucl. 180 g dans le Pb

1 rad. 6 g -

Dans le cas des détecteurs « visuels » l'aspect des deux types d'interaction est également très différent et permet une séparation individuelle (Voir Fig. 1 et 2 qui sont des photos prises dans la chambre à étincelles de l'expérience Mi-Sa).

La différence des longueurs d'interaction sert à soustraire globalement les événements dus aux protons dans le cas où I'on n'identifie pas les électrons (cas des calorimètres) et comme deuxième contrôle dans le cas des détecteurs visuels. L'addition d'un compteur Cerenkov à gaz permet également de supprimer les protons d'énergie 5 20 GeV (Meyer. Vogt E. F. 1. N. S., Chicago).

- L'élimination des « secondaires atmosphériques »

!AG. 2. -Interaction d'un proton de grande énergie dans la chambre à étincelles de l'expérience (Mi-Sa).

se fait en étudiant la croissance du taux de comptage en fonction de la pression atmosphérique lors de la montée du ballon (Fig. 3) (Collaboration Milan, Saclay).

L'élimination des secondaires atmosphériques et

d'albedo réentrant se fait également par la mesure de

leur énergie qui est pour la plupart d'entre eux infé-

rieure à celle des électrons primaires recherchés. Ceci

nécessite donc une bonne précision de la mesure de

l'énergie et pose le problème de la calibration du détec-

teur en accélérateur : on peut trouver en Europe des

faisceaux d'électrons purs jusqu'à 6 GeV (D. E. S. Y.)

et des faisceaux mélangés (n et électrons) jusqu'à

P r o f o n d e u r atmosph&rique (g/0m2) 10"

l

IO0 10' IOZ

FIG. 3. - Variation du flux d'électrons en fonction de la pro- fondeur atmosphérique :

- la courbe en trait plein représente la variation théorique du flux d'électrons secondaires ;

- la courbe en tirets représente le flux incident, corrigé des pertes par bremsstrahlung ;

- la courbe -.-.- rend compte des résultats expérimen- talement observés.

N

14 GeV (C. E. R. N.). L'étalonnage en énergie nécessaire à la mesure du spectre jusqu'au-delà de 25 GeV est donc actuellement impossible. Les meil- leurs résultats étant obtenus dans les émulsions par extrapolation d'étalonnage à basse énergie.

On peut également utiliser l'effet de latitude. Le seuil de rigidité pc/Ze variant avec la latitude, on est cependant limité à 15 GeV à l'équateur.

Principaux résultats. - SPECTRE D'ÉNERGIE. - Comme pour les autres rayons cosmiques au-delà de quelques GeV, il est de la forme :

La valeur de y qui était assez mal connue en 1963 : y = 3 + 0,5 Mi-Sa E > 5 GeV

= 2,2 Daniel E > 16 GeV

est maintenant y = 2,4 + 0,2 voir l'ensemble des résultats (Fig. 4) (spectre exper.). On constate égale- ment qu'aucun changement de y n'est perceptible jusqu'à des énergies de l'ordre de 100 GeV.

FIG. 4. - Le spectre des électrons cosmiques d'aprks l'ensemble des résultats expérimentaux.

RAPPORT DE SIGNE. -La mesure du signe de la charge aux énergies supérieures à 1 GeV ne peut se faire que de 2 façons soit en adjoignant aux détecteurs visuels un aimant et en mesurant le rayon de courbure des traces (Groupe E. F. 1. N. S. Chicago, Pr. Meyer) [7], soit en utilisant le champ magnétique terrestre et la modulation directionnelle de l'intensité qui en résulte c'est 1'« effet Est-Ouest » bien connu. Le groupe Mi-Sa franco-italien (Fig. 5) [8] et le groupe indien du Pr.

Daniel, T. 1. F. R. [6] de Bombay ont utilisé cette dernière méthode.

Les résultats publiés depuis 1964 ont un peu varié

et sont représentés (Fig. 6). On peut voir qu'à part le

résultat du groupe de Bombay, la proportion de

positron est relativement faible 10 à 20 %. L'ensemble

des résultats à haute énergie (= 10 GeV) est entâché

d'erreurs statistiques assez grandes dues au faible

nombre d'événements ; il est cependant remarquable

que les résultats obtenus avec des méthodes différentes :

Milan-Saclay (effet E. W.) et Meyer-Hartman (aimant)

conduisent à des résultats identiques.

C 3 - ^{122 B. AGRINIER}

E N W S E N

I 1 1

90 O 270 180 90 O

azimulh (degreesi

FIG. 5. - La distribution azimuthale des particules de charge Z 3 2 et celle des électrons (B). A titre de comparaison, la ligne e n tirets représente la distribution théorique obtenue pour un flux de particules toutes positives dont le spectre différentiel en fonction du moment serait dN/dP P-215 (flux normalisé à la moyenne sur toutes les dirzctions azimuthales).

FIG. 6 . - Ensemble des résultats expérimentaux sur la mesure du rapport :

r e + l e + t I e -

'

en fonction de l'énergie entre 10 MeV et 15 GeV. La courbe en trait continu représente le rapport théorique dans le cas d'une origine purement cc secondaire galactique

des électrons détectés

(Scarsi-Perola).

'* ^A

^rn

HARTMAN thicPgo.196B

0

@

I

Erratum : Le rond blanc indiqué en légende sur la figure est représenté sur cette dernière par un rond noir.

Implications astrophysiques de ces résultats. - A) SPECTRE D'ÉNERGIE. - Forme du spectre. - Le spectre observé est en fait le spectre d'équilibre si toutefois on ne s'occupe pas de la partie basse énergie (E < 1 GeV) modulée par l'activité solaire.

Cet équilibre est obtenu entre, d'un côté, les méca- nismes sources ou mécanismes d'accélération et, de l'autre, les pertes d'énergie et la diffusion à partir des sources dans l'espace environnant.

La concentration N(E, r, t ) = 471 - I(E, r, t ) obéit ainsià C

l'équation générale de transfert (Ginzburg, Syrovatskii) suivante :

- - ^aN a

div (D O N ) + ^{- (bN) =}

at aE:

le terme

- div (D VN) décrit la diffusion des électrons dans l'espace avec le coefficient de diffusion D = D(E, r, t),

le terme

a (DN) décrit les variations

continues » d'éner- gie, pertes par freinage, ionisation, rayonnement synchrotron, effet Comp- ton inverse et éventuellement accéléra- tion hors de la source.

Qi(E, r, t) représente la fonction source «primaire», p k ~ k , : décrit la production d'électrons par une source « secondaire » qui résulte du choc des autres rayons cosmiques d'espèce k et d'énergie E' sur la matière interstellaire.

Cette équation a été résolue dans le cas stationnaire par plusieurs auteurs avec les simplifications suivantes :

1) D(E, r, t) = DdE)'

2) dans le terme d(bN)/aE on néglige les processus d'accélération dans l'espace interstellaire seules subsistent les pertes d'énergie dominantes : effet Synchrotron et effet Compton inverse

- B~ densité d'énergie magnétique impliquée dans le 8 ⁷¹

rayonnement synchrotron,

W,, densité d'énergie des photons impliquée dans

l'effet Compton inverse.

3) Q(E, r, t) = Q(E, r) source continue.

4) Q(E, r, t ) = E - Y Qt(r), l'équation se réduit alors à :

si l'on sépare les deux sources connues, «primaire N

ou « secondaire galactique ^{f i .}

Cette équation a été résolue par Jokipii et Meyer [9]

et par Cohen 1101 qui donnent pour différentes formes géométriques de la source (proches de celles du disque galactique) des solutions N(E, r). Cependant très souvent Felten-Morisson [Il], Scarsi-Perola-Sironi [12]

ont simplifié en considérant la cource comme uniformé- ment répartie, l'observation étant faite à l'intérieur dela source. Le terme de diffusion D V ~ N est alors remplacé par un terme de « fuite » qui s'introduit dans le terme perte d'énergie b = b' E~ + E/T,, le terme T, tenant compte des « dimensions » et de la durée de diffusion dans la zone où sont confinés les électrons par exemple : disque ou halo galactique. Ce temps serait d'ailleurs identique pour les autres rayons cosmiques.

Les pertes d'énergie caractéristiques des électrons sont représentées figure 7 dans le cas du halo galac- tique (Scarsi-Perola-Sironi) [12]. On voit très bien sur cette figure l'importance des pertes par effet Syn- chrotron et effet Compton inverse qui sont reportées à beaucoup plus haute énergie pour les autres rayons cosmiques.

La solution dans le cas simplifié conduit à une aug- mentation de la pente du spectre de 1 unité à haute énergie y + y +- 1, le changement de pente s'effectuant lorsque les pertes par diffusion (proportionnelle à E) sont égales aux pertes par E. S. et E. C. 1. (propor- tionnelle à E2). Le spectre d'équilibre conservant la pente du spectre d'injection dans le domaine où les pertes par fuite (diffusion) sont dominantes.

Les solutions dans le cas plus général (Cohen) conduisent toutes également à une augmentation de pente à haute énergie (voire à des solutions exponen- tielles a e - E/E,) la position du changement de pente dépendant de la zone de confinement envisagée.

Il est encore difficile de conclure par le choix d'un modèle car le changement de pente prévu se situe vers la centaine de GeV limite du domaine observé expéri- mentalement et que d'autre part on ne connaît pas la valeur de y exposant du spectre d'injection.

i

ionisation

10-~

"'i

FIG. 7. - Les pertes d'énergie caractéristiques des électrons.

Errata. - Dans la légende sur la figure lire r au lieu de ou, lire f au lieu de 1 sur la 3e courbe.

Il n'en est pas de même dans le cas de la source

« secondaire galactique » puisque l'on connaît très bien le spectre des autres rayons cosmiques, donc y, mais les résultats expérimentaux sur les positrons sont encore trop pauvres pour être utilisés valablement.

Néanmoins les résultats les plus clairs et les plus immédiats concernant le spectre sont d'abord la confirmation de l'hypothèse du rayonnement synchro- tron pour expliquer le bruit radio galactique d'origine non thermique.

Accord avec la pente du spectre radio. - Partant d'un spectre d'électrons I(E) = KE-Y, l'intensité radio rayonnée autour de la fréquence

est :

J(,,) cc K,,-[(Y - 1 f I 2 1 H ~ ( Y + ^{1 ) / 2}

( H I : composante du champ magnetique perpendi- culaire au mouvement de l'électron).

Un champ magnétique de quelques pG couramment

admis pour la galaxie permet d'associer les électrons

C 3 - 124 B. AGRINIER de 1 GeV à I O GeV aux fréquences de 10 Mc/s à

1 000 Mc/s.

y observé Pente du spectre radio

pour les électrons entre

10-1 O00 MC(^)

La valeur de 0,7 est en bon accord avec la pente de i'intensité radio mesurée.

Accord avec l'intensité du rayonnement radio. - 11 nécessite l'introduction de deux autres quantités : le champ magnétique galactique H et la longueur sur la ligne de visée : L.

Anand, Daniel et Stephens [13] parmi d'autres ont pu, à partir :

a ) du spectre des électrons mesurés et faisant I'hypo- thèse que ce spectre est le spectre d'équilibre dans la zone considérée de la galaxie,

b ) du spectre radio reçu de différentes directions de la galaxie et des dimensions connues de la galaxie dans ces directions, tirer les valeurs suivantes pour le champ magnétique galactique :

Anticentre halo

Les valeurs du champ trouvées ne sont pas en contradiction avec celles mesurées par d'autres méthodes comme l'effet Zeeman sur la raie de 21 cm de l'hydrogène (Davies-Booth-Wilson) dans des zones plus restreintes.

Spectre des rayons y diffus. - Une autre conséquence de la mesure du spectre d'énergie est que l'on peut évaluer la production de photons X et y par effet Compton inverse des électrons sur les photons de basse énergie.

Un photon de 1 eV se transforme en 1 photon de 100 MeV par choc frontal avec un électron de 5 GeV.

Un spectre d'électrons : I(E) = KE ^{- Y} engendrerait un spectre de photons :

énergie du photon y.

Les évaluations de l'intensité des photons produits par les électrons cosmiques, sur la lumière stellaire et un rayonnement de corps noir à 3 OK, ont été faites par Fazio-Stecker-Wright [14] et Felten et Morrison [ I l ] en 1966 ; depuis le spectre expérimental des élec- trons s'est précisé. Récemment en 1968, Clark a publié les premiers résultats de mesure des photons de 100 MeV d'origine galactique (satellite OS0 III).

L'effet Compton inverse étant dominant au-delà de 100 MeV, il devient possible de comparer les calculs au spectre de photons observé comme pour l'effet Synchroton dans le domaine radio.

B) MESURE DU

RAPPORT DE SIGNE >>. - Cette mesure concerne directement l'origine des électrons cosmiques. En effet 2 origines ont été envisagées :

1) accélération directe comme pour les autres parti- cules,

2) origine « secondaire galactique » dans les chocs.

p + p ^-' p + n + ⁿ⁺ des protons et noyaux du rayon- nement cosmique sur le gaz interstellaire suivi de la décroissance ^{n: -* p} -+ e.

Dans le deuxième cas le rapport de signe a été calcul6 par Ramaty-Lingenfelter [15] et aussi Scarsi-Perola- Sironi [I2] grâce aux résultats d'expériences en accé- lérateur sur la production de particules secondaires dans les chocs p + ^{p et p -k N.}

A basse énergie, la réaction p + p -, p + ⁿ + ^n:+

domine et donne une majorité de positrons :

La multiplicité des n augmentant avec l'énergie on devrait s'attendre à ce que ce rapport tende vers 0,5 à haute énergie. -

Cependant les calculs doivent faire entrer en jeu les chocs : p + He (chocs des protons du rayonnement cos- mique sur l'hélium interstellaire) et (: 1 ^{:) chocs}

des noyaux du rayonnement cosmique sur l'hydrogène.

De plus la formation de nucléons excités entraîne une forte proportion de ef dirigés vers l'avant.

On obtient alors vers 10 GeV ef/(ef $ e-) = 0,7 (Fig. 6).

Les conséquences principales des mesures expéri- mentales donnant une faible fraction de positrons e+/(ef + e-) < ^{0,2 (à} l'exception de celle du groupe de Bombay) sont donc de favoriser l'hypothèse 1 de l'origine des électrons cosmiques : Accélération directe.

Deuxièmement, la mesure précise du spectre d'éner-

gie des positrons (fraction mesurable bien que faible)

est directement liée à l'étude des zones de confinement

des autres rayons cosmiques et à la densité de matière interstellaire, de même que l'étude de la proportion Li, Be, B, L/M ...

Des évaluations sur l'épaisseur de matière traversée par les rayons cosmiques au moyen de la mesure des positrons, ont été données par le Groupe Mi-Sa (voir article : lettre al Nuovo Cimento, vol. 1, no 1,1969) 1161;

mais le calcul dépend des dimensions de la zone de confinement et les résultats ne sont pas assez précis pour choisir entre le modèle disque seul et le modèle disque plus halo. On peut, cependant, conclure que les positrons mesurés peuvent très bien être produits par les chocs des autres rayons cosmiques dans leur traversée de quelques grammes 1 g < x < 5 g de matière interstellaire.

Conclusion. - Il semble important de continuer les mesures de spectre à très haute énergie (10" eV à 1014 eV) de même que celle du rapport de signe et du spectre des positrons afin d'en améliorer la précision statistique dans le domaine d'énergie 1 GeV < ^{50 GeV.}

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