IV. B. - A HAUTE ÉNERGIE ET BASSE DENSITÉ (RAYONNEMENT COSMIQUE).LES RAYONS COSMIQUES A HAUTE ÉNERGIE

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IV. B. - A HAUTE ÉNERGIE ET BASSE DENSITÉ (RAYONNEMENT COSMIQUE).LES RAYONS

COSMIQUES A HAUTE ÉNERGIE

B. Peters

To cite this version:

B. Peters. IV. B. - A HAUTE ÉNERGIE ET BASSE DENSITÉ (RAYONNEMENT COS-

MIQUE).LES RAYONS COSMIQUES A HAUTE ÉNERGIE. Journal de Physique Colloques, 1969,

30 (C3), pp.C3-94-C3-101. �10.1051/jphyscol:1969316�. �jpa-00213693�

IV. B. - A HAUTE ÉNERGIE ET BASSE DENSITÉ (RAYONNEMENT COSMIQUE).

LES RAYONS COSMIQUES A HAUTE ÉNERGIE

par B. PETERS

Danish Space Research Institute, Copenhague

Résumé.

-

partir de données expérimentales sur le rayonnement cosmique

haute énergie, on traite de I'existence possible de nouvelles particules et du comportement des « boules de feu

Puis on discute la présence hypothétique d'antimatière dans le rayonnement cosmique galactique, la question de son confinement dans la galaxie et de ses relations avec les étoiles

neutrons.

Abstract.

The properties of high-energy cosmic-rays are used to discuss the possible existence of new particles and the behaviour of

fireballs

The problems of the possible occurrence of antimatter in galactic cosmic rays, of their confinement in our galaxy and of their relationships with neufron stars are considered.

Trois aspects principaux du rayonnement cosmique sont responsables de l'influence que l'étude de ce phénomène a exercée sur beaiicoup d'autres branches de la science.

1) En premier lieu c'est la grande énergie des parti- cules qui a été

la base d'une révolution profonde dans la physique fondamentale. Cet aspect du phéno- mène a dominé la recherche depuis soixante ans qu'on s'en occupe.

2) L'étude des variations importantes du flux des particules dans le temps n'a vraiment démarré que depuis les dernières vingt années, mais elle est devenue une source de plus en plus riche de renseignements sur notre environnement

la magnétosphère et l'espace interplanétaire y compris le soleil.

3) Le troisième aspect est la permanence du phéno- mène. La radiation électromagnétique ne produit que des effets transitoires, alors que le rayonnement corpus- culaire laisse des traces permanentes

c'est pourquoi on peut l'employer pour étudier le passé. Après s'être rendu compte de l'ancienneté du rayonnement cos- mique dans la région intérieure du système planétaire (remontant au moins

quelques centaines de millions d'années) on a commencé

étudier les effets produits

dans la matière exposée

un bombardement continu, les transformations nucléaires et les dislocations dans la structure des cristaux. Ce dernier sujet a été traité tout

l'heure par M. Lorin. 11 suffit pour l'instant de nous rappeler que toute la connaissance de l'histoire du rayonnement cosmique est encore limitée aux particules de faible énergie, proche du seuil où les réactions nucléaires diverses peuvent s'effectuer. Nous aurons besoin de cette réserve plus tard lors de la discussion de l'origine des particules de grandes éner- gies.

Je voudrais mentionner, en passant, une autre question très probablement liée aux effets cumulatifs du rayonnement cosmique

la transformation de matière inorganique en matière organique

la surface des planètes. C'est dans ce domaine qu'on devrait attendre peut-être les révélations les plus importantes résultant de la recherche spatiale.

Cependant, je m'occuperai ici du premier aspect du rayonnement cosmique.

Les observations sur l'interaction des particules cos- miques d'énergie élevée ont enrichi la connaissance de la matière terrestre dans une mesure inattendue. La production des paires électron-positron par les rayons

la découverte des électrons lourds (muons) et des

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphyscol:1969316

LES RAYONS COSMIQUES A HAUTE ÉNERGIE C 3 - 9 5

particules sub-atomiques, ainsi que la découverte

des premiers membres d'une grande famille d'états excités des nucléons en sont les exemples les plus spectaculaires.

Peut-on espérer faire des découvertes d'une enver- gure pareille dans la région des énergies très élevées, ou bien a-t-on épuisé la puissance de cette méthode d'approche

Les accélérateurs ont pris le relais pour l'étude des collisions d'une énergie inférieure

12 GeV (centre de masse), et sont en train d'étendre leur domaine jusqu'à 50 GeV dans les années prochaines. Entre 50 GeV et 200 GeV c. d. m. une étude approfondie des collisions dans les émulsions nucléaires (qui dans le passé ont fourni une très grande partie des rensei- gnements sur les processus de haute énergie et sur les particules élémentaires rares) reste toujours une source possible de découvertes inattendues. Au-delà de 200 GeV les événements dans le rayonnement cosmi- que sont si rares qu'une observation directe dans les plaques devient impossible et nous ne possédons pour l'instant aucune technique expérimentale adé- quate qui pourraient les remplacer.

Toutefois les observations indirectes des interac- tions, c'est-à-dire l'étude au sol des produits de colli- sions dans la haute atmosphère, peuvent être faites jusqu'aux énergies de quelques milliers de GeV c. d.

(1016 eV dans le laboratoire)

on a beaucoup travaillé dans ce domaine ces dernières années sans pourtant rencontrer de phénomènes nouveaux.

Les particules hypothétiques, trop massives pour être créées dans les laboratoires d'aujourd'hui, se rangent du point de vue expérimental en trois classes

a) les particules d'une stabilité absolue comme les monopôles magnétiques de Dirac et les particules d'une charge électrique fractionnelle

b) les particules d'une stabilité modérée (2 1 0 - ~ s) suffisante pour traverser l'atmosphère et atteindre le sol

c)

et finalement les particules en état d'excitation

vie très courte.

Sauf dans la dernière catégorie où l'on possède quelques renseignements sûrs, on n'a rien trouvé de nouveau jusqu'à présent,

l'exception d'une indication faible dans une des expériences récentes

laquelle manque encore une confirmation.

Dans le domaine des particules inconnues et stables on a établi des limites supérieures pour le nombre des monopôles et des quarks

les limites supérieures pour l'occurrence de telles particules, soit parmi les primaires, soit parmi les secondaires du rayonnement

cosmique, sont très basses, pourvu qu'on accepte un raisonnement basé sur la présence continue (pas encore prouvée) de particules de très grandes énergies dans notre galaxie depuis des centaines de millions d'années.

En ce qui concerne le flux de particules de vie moyenne modeste, on a établi des limites supérieures qui se situent entre IO-" et IO-'' particule/cm2/s.

Pour arriver

ces limites on a cependant besoin de quelques hypothèses sur leur mode de création et sur les pertes d'énergie qu'elles subissent en traversant l'atmosphère.

Une méthode fréquemment employée pour chercher des particules lourdes de stabilité moyenne, consiste en l'utilisation de l'atmosphère terrestre comme spec- tromètre de vitesse. Les collisions

haute énergie se produisant

une altitude élevée, déclenchent des grandes gerbes, c'est-à-dire un grand nombre de parti- cules et de rayons y qui sont répandus sur une super- ficie importante, mais comprimés dans un disque très mince, d'une épaisseur de trois mètres environ.

Pour arriver au sol avec un retard de plus de 10 ns, la vitesse d'une particule émise au cours d'une collision nucléaire qui a lieu

une altitude de h mètres, ne doit dépasser

Pour les collisions

trente km au-dessus du sol ceci correspond

une énergie inférieure

7 GeV pour les muons, 70 GeV pour les protons et

350 GeV pour des particules (quasistable) d'une masse de repos cinq fois plus grande que celle des protons.

Sous une couche atmosphérique de 1000 g/cm2, de tels protons sont absorbés ou au moins ralentis

des énergies faibles. Seules des particules lourdes peuvent arriver au sol en retard, et leur énergie doit être supé- rieure

5 GeV environ. On a étudié le flux des parti- cules en sous-sol dans un intervalle de temps très court après le passage d'une gerbe, utilisant des détec- teurs liquides de grandes dimensions.

On n'a trouvé aucune particule (sous une couche de

rocher de 1 300 g/cm2) capable de libérer une énergie

importante dans le détecteur, ou capable de produire

des pions. On a obtenu, en même temps, une limite

supérieure du flux de muons très lourds, c'est-à-dire

des particules ionisantes qui, en dépit d'un retard de

quelques dizaines de nanosecondes par rapport

une

gerbe, sont capables de pénétrer profondément dans

la terre.

Ces expériences se réfèrent surtout

des collisions primaires dans la gamme d'énergie 20 000-1 00 000 GeV (laboratoire) et des particules d'une masse entre 5 et 100 fois celle du proton.

Même si ces travaux n'ont pas donné de résultats positifs, il me semble néanmoins prématuré de conclure que nous connaissons déjà toutes les particules stables, ou presque stables, qui existent. L'importance de cette question demande qu'on continue la recherche par les méthodes les plus précises et les plus ingénieuses dont on dispose

ce jour.

En ce qui concerne les structures

vie très courte, il n'y a presque pas de doute qu'on en rencontrera de nouvelles dès qu'on pourra étudier plus profondément le phénomène nommé « fire bal1 ». Pour moi, comme expérimentateur, le mot « fire ball » ne signifie pas tout h fait la même chose que ce que le Dr Hagedorn a décrit. Les nucléons, dans une collision

très haute énergie n'échangent pas beaucoup d'énergie en moyenne, et sortent de la collision presque toujours dans un état excité. Ils retournent

l'état fondamental par émission de quelques pions. Nous ne Ics inclurons pas parmi les produits du « fire bal1 ». Ce dernier contient normalement 15 %-20 % de l'énergie dispo- nible et est observé dans les collisions nucléaires d'énergie supérieures

50 GeV c. d. m. (1 000 GeV dans le laboratoire)

il se trahit par la création de nombreuses particules d'une énergie très faible et d'une distribution angulaire

peu près isotrope. Les quantités de mouvements relatives sont celles qu'on rencontre parmi les produits de désintégration de bosons lourds et de baryons excités.

Il existe donc, pendant la création, une interaction forte entre ces particules. Le « fire ball » a très proba- blement une structure compliquée qui passe par plu- sieurs stades avant l'évaporation complète en particules déjà connues.

Dans les émulsions nucléaires, on a pu établir que la plupart des particules sont des pions, mais que 20

25 "/, des particules Cvaporées ne sont pas des pions, et cette fraction est la même pour les événements d'une taille modeste (une dizaine de particules créées) et pour les événements plus spectaculaires (quelques centaines de particules). Pourtant on n'a pas réussi

identifier cette fraction.

Cette question a été élucidée par l'étude des grandes gerbes. On a pu établir qu'une fraction importante (de l'ordre de 20 %) des particules créées dans le fire bal1 sont des baryons.

Une gerbe de Nc

IO4 électrons contient plus de 170 particules nucléaires d'une énergie supérieure

3 GeV, et une gerbe de N

10' en contient plus de

400. Tenant compte du fait qu'on connaît très bien le libre parcours moyen et la perte d'énergie des nucléons dans l'atmosphère, on arrive

une conclusion défini- tive

savoir, le nombre de paires baryon-antibaryon s'accroît avec l'énergie disponible dans le centre de masse suivant la relation n,,,,,,

~ 1 6 0 (c en GeV).

Donc un proton d'une énergie dans le laboratoire de I O L S eV produit plus de 20 paires en une seule collision et un proton d'une énergie de I O L 7 eV en produit environ 200. Ces baryons et antibaryons sont proba- blement produits dans des états excités divers et pour- raient facilement être responsables des pions qui constituent la composante la plus importante parmi les produits d'évaporation du fire ball.

Ayant déjà parlé d'antinucléon, considérons main- tenant la question générale de l'antimatière dans le rayonnement cosmique.

Dans I'atmosphère (ainsi que dans l'espace inter- stellaire) les antinucléons sont produits avec une énergie basse dans le centrc de masse de collisions rares de très hautes énergies. Par conséquent

égale énergie, le rapport antinucléon/nucléon au sol reste- rait toujours très faible dans toute la gamme d'énergie du rayonnement cosmique,

moins que les particules primaires ne contiennent une fraction importante d'antimatière. Les protons au sol ayant une énergie supérieure

quelques GeV sont presque tous d'origine extraterrestre

la présence d'une composante d'anti- matière primaire de quelques "/, se traduirait en une proportioil correspondante d'antiprotons au sol.

Même s'il semble possible en principe, par observation des propriétés des mésons K0 de faire une distinction entre étoiles ou galaxies de matière et d'antimatière, l'étude du rayonnement cosmique semble toujours offrir la seule voie pratique pour arriver

savoir si l'univers

la portée de nos télescopes est plus ou moins symétrique, ou si au contraire, il est formé de matière pure. Un seul antinoyau de carbone par exemple observé dans le rayonnement cosmique donnerait beaucoup d'appui

une théorie symétrique. En fait, il en convaincra presque tout le monde. On ne l'a pas trouvé, mais on ne l'aurait pas reconnu, sauf parmi les particules de basse énergie. Pour l'abondance des antiprimaires non relativistes la limite supérieure se situe

3 x et pour les primaires d'énergies 1 000 GeV lab.

5 % environ. On peut espérer obtenir des résultats plus précis au moyen d'une expérience en ballon en préparation, proposée par Alvarez dans laquelle on pourrait mesurer la proportion a/a de

1 000 GeV

quelques pour mille près.

Même au stade actuel, les résultats déjà obtenus et

le fait que le flux de positrons galactiques de 5 GeV

LES RAYONS COSMIQUES A HAUTE ÉNERGIE C 3 - 9 7

soit plus faible que celui des électrons d'un facteur 16, sufisent

rendre très probable que la matiére domine de loin dans les régions d'oit viennent ces particules.

Pour approcher la question fondamentale de la symé- trie de l'univers en dehors de notre galaxie, il ne suffit pas d'étudier ces énergies, car au-dessous de 100 GeV il semble sûr, et admis par les cosmiciens,

quelques exceptions importantes près, que le rayonnement cos- mique naît dans notrc galaxie et n'est pas d'origine extragalactique.

L'évidence la plus probante me semble être le degré extraordinaire de l'isotropie des directions d'arrivée des primaires. Si les primaires étaient isotropes dans un système de coordonnées extra-galactique, la rota- tion du système solaire autour du centre galactiquc produirait une variation journalière du flux observé de 3 pour mille

pourtant la limite supérieure des variations observées n'est que quinze fois plus faible, indiquant une CO-rotation dcs particules avec le disque galactique.

Reste

savoir si oui

non des particules extra- galactiques jouent un rôle important dans la région d'énergie encore plus élevée c'est-à-dire comme pri- maires des grandes gerbcs. La plupart des cosmiciens le croît, parce qu'on voit mal où l'on pourrait trouver dans notre galaxie une région magnétique assez éten- duc avec un champ suffisamment fort pour assurer l'accélération des particules

des énergies ainsi grandes

et une fois accélérées, comment les retenir dans les environs de notre galaxie

Pourtant il faut être prudent avant d'accepter que ces difficultés prouvent une origine extragalactique, avec toutes les conséquences que cela entraînerait.

La plus grande des gerbcs enregistrées jusqu'à présent exige un primaire de - ^{5 x} IOL9 eV. Une telle particule possède unc rigidité nagnétique

où le champ H est nesuré en microgauss et la courbure de la trajectoire,

en parsecs, ou

si H est mesuré en mégagauss et

en km.

On p ~ u t facilement vérifier que

est toujours inférieur

l'épaisseur du disque galactique dans un champ galactique de quelques microgaiiss et que les particules d'une telle énergie, surtout celles avec une composante de vitesse parallèle au champ, peuvent parcourir une grande distance le long du disque

mais cela, bien entendu, seulement s'il s'agit de noyaux

très lourds

z 100). On ne peut pas écarter de tels noyaux parce qu'on en a trouvé

plus basse énergie.

En ce qui concerne la possibilité de trouver dans notre galaxie des régions capables de retenir les parti- cules pcndarrt l'accélération, on peut en trouver pro- bablement dans les environs des étoiles

neutrons. A dix kilomètres dc la surface de l'étoile on a besoin d'un champ de l'ordre de 1,7 x 10"/Z gauss, ou de 1,7

1 O 8 / 2 gauss

une distance de 1 000 km. Pre- nant en considération la peste d'énergie par radiation et exigeant que le champ ne dépasse pas une valeur

laquelle la particule perdrait une grande partie de l'énergie acquise en tentant d'échapper

la région d'accélération, on obtient une limite de I'ordre de

= 100 z(5

1 0 l ~ j ~ ) ~ .

De telles considérations, même très approximatives, donnent a croire qu'au stade actuel Ic Crabe pourrait contenir une source capable d'accélérer des noyaux lourds jusqu'à 1018 eV environ

une étoile tournant plus lentement, seulement une fois par seconde, pourrait peut-être satisfaire toutes les conditions pour l'accélération aux énergies les plus élevées pourvu que la particule atteigne son énergie maximale

une dis- tance

c / o de l'étoile, et pourvu qu'il s'agisse d'un noyau très lourd.

Une origine galactique de toutes les particules observées n'est donc pas exclue.

La question d'origine est naturellement étroitement liée

l'abondance des éléments. La composition chi- mique du rayonnement cosmique est connue en détail pour les énergies inférieures

10 GeV et grossièrement jusqu'à 1 000 GeV, tandis que la composition isoto- pique est encore inconnue,

l'exception du rapport He3/He4. La composition chiinique diffère de celle des étoiles, du gaz interstellaire et des nébuleuses planétaires. 11 y a dans le rayonnement cosmiq~ie entre deux et quinze fois plus de noyaux complexes par rapport aux noyaux d'hydrogène et d'hélium. II y a aussi une surabondance énorme des éléments Li, Be et B. Cette dernière s'explique par la destruction par- tielle de quelques primaires lourds qui ont subi des collisions dans le gaz interstellaire après accélération.

On a comrneiicé

étudier quantitativement la relation entrc ccs abondances anormales et les hypothèses diverses sur la propagation du rayonnement cosmique dans l'espace.

Par contre, la surabondance des autres éléments par rapport

l'hydrogène et l'hélium n'a trouvé pour l'instant qu'une explication très vague. On y voit une confirmation de l'hypothèse d'une origine superno- vae ».

Gold a proposé que l'accélération des particules se

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fasse par l'accélération d'un plasma neutre coulant directement de la surface de l'étoile

neutrons en ruban mince. Si cette hypothèse, qui pour beaucoup de raisons me semble très bonne mais qui doit encore être développée par un calcul détaillé, était vérifiée, la liaison étroite entre la composition de l'atmosphère de l'étoile

neutrons et du rayonnement cosmique fournirait une pléthore de données expérimentales pour la construction d'une théorie valable des étoiles

neutrons.

Une théorie de l'origine du rayonnement cosmique basée sur les supernovae, c'est-à-dire sur quelques sources d'une vie moyenne courte (de l'ordre de quelques milliers d'années) implique que le flux des primaires de hautes énergies subisse des changements

l'échelle de quelques milliers d'années et, en consé- quence, que le spectre d'énergie montre des irrégula- rités.

En fait, on a trouvé une irrégularité de ce genre dans le spectre des primaires des grandes gerbes, qui pourrait bien être liée

l'existence de sources indivi- duelles

vie courte. Comme Monsieur Schatzman l'a déjà dit, il y a une zone entre 2 x 1015 et 5 x 1016 eV, environ, où la pente du spectre est plus forte qu'à plus haute et plus basse énergie. Les caractéristiques des gerbes dans cette région d'énergie s'accordent bien avec l'hypothèse qu'il s'agit là d'une région de transi- tion entre une source dominante, qui fournit les parti- cules jusqu'à une rigidité magnétique de 2 x 1015 volts (c'est-à-dire jusqu'aux énergies de 2 Z x 1015 eV) et une autre source avec un rendement plus faible, mais capable d'une accélération plus puissante.

On peut attribuer, comme beaucoup l'ont fait, l'une

notre galaxie et l'autre

des sources plus éloignées, ou plutôt, on peut penser

des contribu- tions de supernovae

des stades dinérents d'évolution.

DISCUSSION

LÉvY-LEBLOND. - Je n'ai pas bien compris com- ment, expérimentalement, on mesurait le nombre de paires nucléon-antinucléon produites dans les inter- actions de haute énergie.

PETERS. - On connaît Ies coIlisions

le nucléon n'y participe en général pas beaucoup, et il continue avec une énergie qui vaut

peu près la moitié de l'énergie initiale

il fait 10

14 collisions en traversant l'atmo- sphère. Le recul, par symétrie a toujours une énergie inférieure

quelques GeV et ne peut donc pas aller très loin dans l'atmosphère. Cela veut dire que le pri- maire et les reculs ne peuvent pas fournir le grand nombre de baryons énergétiques qu'on observe dans les

grandes gerbes. Il faut les créer, et pour les créer, il faut avoir une production importante de paires baryons- anti-baryons. On peut faire un calcul, car on connaît bien la propagation des nucléons dans l'atmosphère, et on obtient une très grosse production. Par exemple

partir d'un proton de 10' eV, il faut produire environ 20 paires de cette façon et

I O L 7 eV il faut en produire environ 200 paires, en une seule collision. Sans cela on ne pourrait pas expliquer les centaines de nucléons qu'on trouve dans les gerbes

GODART. - Je doute de la constance du flux cos- mique galactique

je crois que ce flux n'est pas cons- tant dans le temps. Du reste, il faut faire très attention avec les observations des traces du rayonnement cos- mique rémanent

il faut tenir compte du fait que le champ magnétique terrestre varie extrêmement fort.

PETERS. - Je suis d'accord que c'est très important pour les effets terrestres

c'est-à-dire dans l'étude des sédimentations océaniques par exemple pour arriver

des conclusions sur l'intensité du rayonnement cos- mique, il faut tenir compte du fait que le champ magné- tique varie en moyenne une fois par demi-million d'années en direction, et qu'il y a peut-être des périodes où il disparaît complètement (d'oii alors une intensité du rayonnement cosmique plus forte). Pourtant même si le champ magnétique disparaît tout

fait pendant quelques milliers d'années, l'effet ne doit pas du reste être très fort. Pour les études sur les météorites, I'his- toire du champ terrestre est évidemment sans impor- tance, et je crois que les conclusions auxquelles on aboutit sont bonnes

c'est-à-dire dans les énergies faibles, le rayonnement cosmique est constant sauf sur des courtes périodes. Mais on ne sait rien aux énergies plus élevées, parce que le flux du rayonne- ment cosmique n'a pas encore été étudié suffisamment en détail en fonction de l'énergie. Il est possible qu'on trouvera plusieurs changements de composition dans ce domaine, et dans ce cas on aura une source beau- coup plus complexe.

Question

You mention the spectrum of energy at the surface of the neutron star. May you comment further about the class of particles in this spectrum

What is the life-time of the proton in thelayer of the neutron star

Have you more information about the spectrum at the emergency of the surface of this neutron star

PETERS. - 1 don't really feel competent to discuss

this a t al]. 1 want to say only this

we can find out

whether the composition which we observed in cosmic

rays in particular in the iron group of elements is the

same as the composition in the universe which is

LES RAYONS COSMIQUES A HAUTE ÉNERGIE C 3 - 9 9

presumably matter which has exploded from the

supernovae or whether it is different. Remaining within the supernovae theory we have to conclude that if it is not in agreement, if it is of different composition then it would have to represent material coming from the surface of a neutron star. In that case we would be able to make use of very detailed experimental information to construct and to check a rather detailed theory of the atmosphere of neutron stars. 1 heard that Gold himself is a bit sceptical now about his being able to accelerate material directly from the surface of the neutron star, but our own investigations seem to indicate that it remains an attractive possibi- lity

it has the great advantage over other theories of acceleration that it gives a pulsar at the same times as cosmic rays. It does not separate the two phenomena, one is the consequence of the other. Cosmic ray acce- leration and pulsed emission of photons are two different aspects of the same phenomenon. Such a theory could be subjected to, far more rigourous expe- rimental tests then a theory which deals with pulsed light emission or with acceleration only.

CUER. - C'était une question sur les généralités évoquées par Mr Peters, plus précisément sur la trans- formation de la matière inorganique en matière orga- nique. Je serais très intéressé de savoir s'il y a eu des études et des expériences sur ce mécanisme.

PETERS. - C'est une suggestion très ancienne, mais délaissée

l'heure actuelle. De toute façon, il s'agirait là d'une réaction très faible et très lente. 11 n'est pas exclu que la transition de la matière inorganique

la matière organique soit liée

la radiation, non seule- ment électromagnétique mais aussi corpusculaire. Je ne peux en dire plus, mais je mentionnerai cela seule- ment pour affirmer qu'il y a toujours là des possibilités d'études très fondamentales sur le rayonnement cos- mique.

LEVY-LEBLOND. - Concerning the composition of the particles emitted by the surface of a neutron star

Ruderman will speak of this to-morrow morning.

D'autre part, je n'ai pas très bien compris ce qui concerne la provenance des rayons cosmiques de très haute énergie et de Z petit. Vous nous avez expliqué que les rayons cosmiques de très haute énergie et de Z grand peuvent très bien être galactiques

en ce qui concerne les Z petits, est-ce qu'il n'y en a pas qui puissent provenir d'ailleurs ?

PETERS. - 11 n'est pas sûr qu'il y ait des primaires de petit Z parmi les primaires les plus énergétiques.

On connaît la composition des rayons cosmiques jusqu'à 1 000 GeV environ seulement, ce qui veut dire

qu'au-delà de 1012 GeV on n'a pratiquement aucune information sur cette composition. En ce qui concerne les particules d'énergie au-dessous de 5 x 1017 on peut croire qu'ils sont d'origine galactique quelle que soit leurs nombres atomiques. Pour les énergies entre 5 x 1017 et 5 x 1019 eV, il faut choisir. Bien sûr les éléments lourds sont rares, mais

ces énergies les évé- nements sont rares aussi. On a dit qu'il s'agit proba- blement des protons, en raison du fait que I'on croit pouvoir déduire des fluctuations entre le nombre des muons et des électrons dans les gerbes une relation qui dépend du nombre de nucléons primaires. Mais je crois que, dans l'état actuel de nos connaissances sur les réactions compliquées qui interviennent là, cet argument est faible. Mais si ces particules sont des protons, elles doivent être d'origine extragalactique, si elles sont des particules lourdes, il est possible qu'elles soient d'origine galactique.

FREON.

Le deuxième coude du spectre,

très haute énergie, est uniquement déterminé par les grandes gerbes. La situation est actuellement la sui- vante

IO1* eV, il y a une dizaine de milliers d'évé- nements, IOi9 eV, il n'y en a que 150 et

1020 eV, on ne connaît qu'un seul événement, celui de Vulcano- Ranch. Et on ne peut guère espérer, dans un avenir proche, en obtenir d'autre, ou alors, cela changerait complètement la statistique puisqu'en fait avec les surfaces de connexion actuelles, le taux de réception est de l'ordre d'une centaine d'années environ. On est alors amené

se poser la question suivante

peut- on affirmer avec suffisamment de certitude l'existence de ce deuxième coude (qui conduit

l'idée d'une deuxième source)

Mais surtout, un tel coude est-il compatible avec le problème de l'énergie sous forme de rayons cosmiques contenue dans l'univers

Echappe-t-on

la nécessité d'avoir un flux d'énergie sous forme de rayons cosmiques trop grand par rap- port aux taux d'énergie sous les autres formes

PETERS. - En ce qui concerne l'énergie du rayonne- ment cosmique dans la galaxie, on s'est accoutumé

la nécessité de son taux élevé. C'était un scandale il y a 20 ans, mais tel n'est plus le cas aujourd'hui. En ce qui concerne le rôle du rayonnement cosmique dans l'espace intergalactique, je n'ai pas d'idée

c'est aux astrophysiciens de se prononcer. Mais je pense que si I'on accepte une composante extra-galactique, alors l'espace intergalactique devrait contenir une quantité d'énergie sous forme de rayonnement cosmique de l'ordre de 111 000 de ce que l'on trouve dans la galaxie.

FREON. - N'y a-t-il pas là un problème éner-

gétique majeur

PETERS. - Oui, c'est important, bien sûr. Mais je ne crois pas que, conipte tenu de toutes les données dont nous disposons pour l'instant, i l soit néces- saire de considérer une composante d'origine extra- galactique.

SCHATZMAN. -- Avec le modèle en rotation, il se pose un problème énergétique

c'est-à-dire que dans l'hypothèse la plus optimiste, l'énergie totale dont on dispose est de I'ordre de IO5' ergs par objet pour l'explosion, mais ce qui va dans la rotation n'est que de I'ordre de 1 0 ~ ~ ergs au maximum.

PETERS. - Gold dit 1050 ergs, mais bon ...

SCHATZMAN. - Je sais bien que l'estimation géné- rale poL1r I'énergie des rayons cosmiqiies est très médiocre, mais compte tenu des problèmes de rende- ment de l'opération, cela commence peut-être

être un petit pcu juste DoUr expliquer le nombre total de rayons cosmiques dans la galaxie.

PETERS. - L'argument avancé par Gold est que ce processus est efficace B 100 "/C c'est-à-dire qu'il n'y a pas d'autre moyen de ralentir l'étoile considérée que par l'intermédiaire de l'accélération de particules.

SCHATZMAN. - Oui, mais encore faut-il que les particules produites sortent et nous attcignent.

dans la nébuleuse du Crabe, les particules sont confi- nées par un champ magnétique.

PETERS. - Les électrons présents dans le Crabe ne vivent pas plus de 100 ans environ

il faut les renouve- ler, et on les perd. Mais les nucléons ont une vie beaucoup plus longue que le Crabe, et ils peuvent sortir.

SCHATZMAN.

Oui, mais i l faut qu'ils sortent.

PETERS. - Peut-être finiront-ils par sortir quand le Crabe achèvera de se résorber dans le gaz interstellaire.

Les radiosources que l'on connaît nc sont qu'un résidu très mince et je ne crois pas que des nucléons de très grande énergie puissent être emprisonnés dans de telles régions. Ils peuvent sortir après une dizaine de milliers d'années. Ceci n'est pas vrai pour les élec- trons, cela veut dire que les électrons sont perdus et que I'énergie des électrons cosmiques est réduite.

Mais pour les noyaux, je ne crois pas qu'il y ait de grandes difficultés.

VAN

MEULEN. - Une précision concernant l'interprétation des collisions au moyen de « fire balls

Est-ce que vous suggérez que dans votre collision nucléon-nucléon de haute énergie il y ait formation de deux fire balls

PETERS. - Peut-être, mais je veux bien séparer deux phénomènes qui me semblent tout

fait diffé- rents. De la collision de deux baryons, il sort deux baryons dans un état excité qui, en moyenne, donnent 2 ou 3 mésons. Les caractéristiques de la réaction sont très bien établies

Directement pour les énergies de I'ordre de 1000 GeV. et indirectement pour l'étude des gerbes et par le spectre des rayons cosmiques dans l'atmosphère en fonction de l'altitude. Au dehors de ce phénomène, il y a toujours une perte de 15

20 % d'énerçic associée directemeilt avec ces baryons. Cette énergie se révèle sous la forme d'un conglomérat de particules qui sortent dc façon

peu près isotropes du centre de masse. C'est le « fire ball ». Dans les grands fire balls, on a trouvé une certaine évidence pour qu'il y ait là deux distribu!ions qui se déplacent lentement dans le centre dc masse, avec un

de I'ordre de

peut-être 2, mais pas plus. Flles se séparent en deux centres qui ne sont pas relativistes dans le centre de masse. On ne connaît pas toutes les ttapes de cette évolution. Je crois qu'à un certain stade de cette désin- tégration, le fire bal1 consiste en une ou deux collections de baryons et anti-baryons qui sont dans des états excités tcls que ceux que nous connaissons au labora- toire. Puis

y a des pions

pions pour chaque nucléon ou antinucléon). Le phénomène sc reproduit toujours de la même façon, mais la grandeur du fire ball, le nombre de particules créées, dépendent de I'énergie disponible (qui vaut cnviron 20 0/, au total).

Tcls sont les faits que I'on déduit de l'étude des hautes énergies (jusqu'à 1 000 GeV ou 10 000 GcV) et de l'in- terprétation des gerbes. On n'en connaît pas les détails.

On sait, de façon sûre, que le nombre de pions créés, le nombre de paires nucléon-antinucléon créées, doivent être de I'ordre de grandeur indiqué pour expliquer les nuclCons qu'on trouve dans les gerbes.

PACINI.

Je ne vois pas très bien l'embarras éner- gétique pour produire les rayons cosmiques

partir d'étoiles

neutrons. En effet, I'énergie gravitationnelle disponible est de IOs3 ergs, et peut-êtremême davantage.

Donc. je crois que la valeur que Gold attribue

I'éner- gie de rotation est plutôt une limite inférieure

ce que I'on peut supposer exister au début. On peut bien supposer

l'origine des énergies de rotation qui soient proches de lo5' ergs.

SCHATZMAN. - On peut toujours le supposer, mais le Crabe donne ergs/seconde.

PACINI. - En ce moment.

SCHATZMAN. - Si I'on intègre sur

ans,

compte tenu de la décroissance de la rotation, cela

donne un peu plus de 1 0 ergs. S'il y a équipartition ~ ~

LES RAYONS COSMIQUES A HAUTE ÉNERGIE C 3

-

de l'énergie entre les protons et les électrons, on reste PETERS. -Une remarque

même s'il s'agit de encore

quelques IO4' ergs, c'est-à-dire 100 fois 5 x IO4',

un peu moins, cela suffit en fait, du moins que les IO5' ergs habituels au supernovae, moment qu'on admet que le taux de création des autrement dit, cela devient vraiment difficile. supernovae est d'un événement tous les 30 ans.

PACINI.

Oui, mais si l'on prenait le Soleil et SCHATZMAN. - On donnait autrefois une super- qu'on le fasse contracter, l'énergie rotationnelle serait novae par 300 ans et par galaxie. D'autre part, une effectivement de l'ordre de l'énergie gravitationnelle. analyse fondée sur les relevés des observations des J'en déduirais qu'une hirondelle ne fait pas le prin- chroniques chinoises pendant 2 500 ans donne un

temps. objet extraordinaire par 50 ans environ. Mais rien ne

prouve que ces objets soient tous des supernovae, il SCHATZMAN. - Oui, mais est-ce qu'il pourrait y a peut-être quelques novae et quelques comètes.

s'effondrer

C'est en tout cas une limite supérieure.