D'autres techniques

Les détecteurs à muons

La composante muonique de la cascade atmosphérique est mesurée par les détecteurs à muons. Il faut noter que seuls les nucléons primaires du rayonnement cosmique au-dessus de 4 GeV sont suffisamment énergétiques pour engendrer des muons qui peuvent traverser l’atmosphère. Les muons peuvent être détectés au moyen d’un compteur Geiger ou d’un détecteur à scintillation (en Anglais). Le compteur Geiger requiert une tension élevée, créant un fort champ électrique près de l’anode du détecteur. Une particule du rayonnement cosmique entrant dans le détecteur arrache quelques électrons aux atomes ou molécules du gaz de comptage et aux parois du tube de comptage. Ces électrons sont accélérés vers le fil à charge positive. Ils gagnent assez d’énergie pour arracher encore plus d’électrons aux molécules du gaz. Ces électrons sont, eux aussi, accélérés et arrachent de plus en plus d’électrons. Cette avalanche électrique, composée de plus d’un milliard de charges négatives, tombe sur le fil à charge positive et génère un courant dans le circuit de détection.

Comme un compteur Geiger individuel est sensible aux particules venant de n’importe quelle direction, un tel détecteur ne permet pas de sélectionner une direction de visée spécifique, ni une espèce spécifique de particules. L’utilisation de deux compteurs Geiger ou plus avec une technique de coïncidence, où seulement des signaux simultanés dans les tubes sont considérés, permet de mener des expériences sophistiquées, y compris par exemple la discrimination des muons ou la détermination de la direction d’incidence. Avec un tel dispositif on peut aussi identifier des particules d’origine terrestre.

La détection souterraine des muons

On étudie la partie haute énergie de la composante muonique du rayonnement cosmique à l’aide de détecteurs souterrains. Ils utilisent la capacité de pénétration dans la matière des muons pour les distinguer facilement d’autres composantes du rayonnement cosmique (exceptés les neutrinos). Les détecteurs souterrains des muons peuvent être des détecteurs individuels ou un petit réseau. On note que les neutrinos d’origines atmosphérique, solaire et cosmique peuvent eux aussi être étudiés par des observatoires profonds. Mais la taille de ces détecteurs doit être très grande afin de compenser la faible section d’interaction des neutrinos.

Les réseaux de détection des grandes gerbes

Les grandes gerbes cosmiques peuvent être détectées par différents types d’instruments. Les plus courants sont les détecteurs à scintillation. Ils permettent de mesurer le temps d’arrivée de la particule avec grande précision. D’autres dispositifs en service sont les compteurs Cerenkov à eau, des compteurs Geiger et autres. On peut souvent combiner des détecteurs d’une façon qui leur permet de mesurer la direction d’arrivée des particules.

Afin de détecter les grandes gerbes, il faut mesurer des coïncidences de plusieurs détecteurs à particules dans un réseau de quelques dizaines ou centaines de détecteurs distants de 10-30 mètres. Pour mesurer les très grandes gerbes contenant des milliards de particules, les détecteurs doivent être répartis dans un réseau avec un maillage de l’ordre du kilomètre. La taille d’un réseau de détection des grandes gerbes varie donc de quelques centaines de mètres à des dizaines de kilomètres. De tels réseaux permettent l’étude de rayons cosmiques primaires avec des énergies dans la gamme 10¹²10²¹ eV.

Les détecteurs Cerenkov

Des électrons et positrons produits dans la cascade atmosphérique génèrent de l’émission Cerenkov visible lorsqu’ils se propagent plus vite que la lumière dans ce milieu. Le réseau de télescopes Cerenkov collecte ces flashs de lumière provenant d’un grand volume (un millier de kilomètres cube). On utilise une technique similaire pour détecter les neutrinos, qui produisent indirectement des flashs Cerenkov dans l’eau (par exemple le Deep Underwater Muon And Neutrino Detector (DUMAND)) ou dans la glace (par exemple l’observatoire de neutrinos IceCube ou l’Antarctic Muon And Neutrino Detector Array (AMANDA)).

Les détecteurs à bord de ballons

Des ballons contemporains peuvent porter des détecteurs à des altitudes de 40-70 km. Dans le passé cette technique était limitée à des détecteurs assez petits et simples. Actuellement des instruments sophistiqués comme BESS (Balloon Borne Experiment with Superconducting Solenoidal Spectrometer) peuvent être embarqués sur des ballons. A ces grandes altitudes, l’atmosphère au-dessus du ballon est négligeable pour les rayons cosmiques. Les détecteurs embarqués observent donc le rayonnement cosmique primaire. Ils ont à ce titre le même intérêt que les instruments sur satellites, mais sont moins chers et plus faciles d’utilisation.

La coupure de rigidité géomagnétique est toujours importante pour les observations depuis les ballons. De plus, lors de l’interprétation des mesures il faut tenir compte de ce que les détecteurs sur ballon mesurent aussi les particules d’albédo atmosphérique (particules réfléchies ou rétro-diffusées par l’atmosphère). Le principal inconvénient d’expériences sur ballon est qu’elles ne sont utilisées que lors de campagnes d’observation, pendant un laps de temps assez court.

Bibliographie (en Anglais)

M.L. Duldig, Muon observations, Space Science Review, vol. 93, pp. 207-226, 2000