Les rayons cosmiques: des particules de haute énergie venant de l'Univers
Qu'est-ce qu'une particule de haute énergie?
Dans notre vie quotidienne nous exprimons les énergies en Joule. L'unité du Watt nous est plus familière. Elle mesure une puissance, ce qui signifie l'énergie consommée par unité de temps (1 Joule par seconde). Nous avons ainsi une idée de l'intensité de la lumière émise par une ampoule de 100 Watt, correspondant donc à 100 Joules en une seconde. Ces unités ne sont néanmoins pas pratiques lorsque l'on parle de particules élémentaires avec des masses minuscules, tels les protons et électrons.
Les physiciens des particules et des rayons cosmiques mesurent les énergies en électron Volt (eV). 1 eV est l'énergie qu'acquiert un électron ou un proton qu'on expose à une différence de potentiel électrique de 1 Volt. Si nous avions par exemple une pile électrique de 4,5 V dans le vide, un proton que nous placerions entre les pôles de la pile serait accéléré par le champ électrique à une énergie de 4.5 eV.
Ce n'est pas une énergie bien élevée. Les électrons et protons dans la couronne chaude du Soleil, où règne une température d'environ 1 million de degrés, ont une énergie moyenne de 100 eV. Mais les rayons cosmiques ont des énergies bien supérieures. Pour devenir détectable au sol de la Terre, par les particules secondaires produites dans l'atmosphère, une particule du rayonnement cosmique doit avoir une énergie d'au moins 450 millions de eV (abréviation: 450 MeV pour Mega électron Volt).
Les rayons cosmiques
On peut compter les rayons cosmiques frappant la Terre et tracer leur nombre
(par unité de temps et de surface) en fonction de leur énergie.
C'est le spectre d'énergie.
Celui représenté dans la figure ci-contre a été déduit de mesures depuis de nombreux instruments
(original de la figure : http://astroparticle.uchicago.edu/cosmic_ray_spectrum_picture.htm).
Les énergies les plus élevées détectées se mesurent en multiples de 100 milliards de milliards de eV (1020 eV) !
C'est l'énergie d'une balle de tennis lancée à 100 km/h.
Dans le cas des rayons cosmiques d'ultra haute énergie, cette énergie est portée par un minuscule proton !
Le nombre de ces particules est néanmoins faible : 1 par km2 et par an, mais à une énergie de 1011 eV,
chaque m2 de la haute atmosphère terrestre est frappé par 1 particule par seconde.
- Les rayons cosmiques ayant des énergies jusqu'à quelques milliards de eV (109 eV, abréviation: GeV est Giga électron Volt) viennent du Soleil et d'autres sources dans notre Galaxie. Le spectre est courbe dans cette région, puisque l'accès à l'Héliosphère interne des particules venant de l'extérieur est empêché par l'action du champ magnétique du Soleil.
- Le flux permanent de rayons cosmiques ne provient pas du Soleil, mais de diverses sources dans la Galaxie et même au-delà. Aux énergies bien au-delà de 10 GeV, leur accès à l'Héliosphère interne n'est pas affecté par le champ magnétique. Le spectre de ces particules est pratiquement une ligne droite dans ce tracé. Puisque ce tracé présente le logarithme du flux de particules en fonction du logarithme de l'énergie des particules, cette partie du spectre est en fait une loi de puissance en énergie: F(E) ~ E-p
- Quand on regarde de plus près, on note des ruptures dans la loi de puissance, par exemple aux alentours de 3 x 1015 eV (on appelle cette rupture le genou du spectre de rayons cosmiques – knee en Anglais) et 1020 eV (la cheville – ankle). Ces points séparent probablement des particules de différentes origines. On pense que des protons à des énergies bien au-delà de 1015 eV et des ions au-dessus de 1018 eV viennent de l'extérieur de notre Galaxie.