astroparticule

Domaine de recherche situé à l'interface de l'astrophysique, de la cosmologie et de la physique des particules.

De nombreux chercheurs se rangent aujourd’hui sous la bannière de l’astroparticule. La physique des particules étudie à petite échelle la structure de la matière et les lois fondamentales qui gouvernent les interactions. L’astrophysique étudie la structure de l’Univers à grande échelle et son évolution depuis l’explosion initiale (big bang). Quant à la cosmologie, elle confronte les théories de l’infiniment petit à cet Univers primordial. Toute avancée en physique des particules améliore la compréhension de l’Univers ; toute découverte dans l’Univers agit sur les théories de l’infiniment petit.

À la croisée de ces deux infinis, l’astroparticule explore les sites cosmiques par le truchement de nouveaux messagers – rayons γ, particules accélérées, neutrinos, ondes gravitationnelles – aptes à sonder des milieux hors de portée de l’astronomie traditionnelle. En observant ainsi les sources de ces messagers, l’astroparticule obtient des informations originales sur les propriétés des particules élémentaires. L’astroparticule est aussi le moyen d’étudier les expériences que la nature mène dans des milieux cosmiques où règnent des conditions physiques extrêmes – température, densité, champ électrique, champ magnétique, champ de gravitation – hors de portée des laboratoires terrestres.

Historique

Le terme d’astroparticule n’est apparu qu’à la fin du xx^e s. Des liens étroits avaient pourtant déjà été tissés entre astrophysique et physique des particules. Les premières activités attestées en la matière ont débuté au début du xx^e s. avec la découverte des rayons cosmiques qui percutent la haute atmosphère terrestre. Dès le début des années 1930, l’étude des sous-produits de ce bombardement s’est avérée comme le moyen le plus fructueux pour percer les premiers secrets du monde subatomique. Ce n’est qu’au début des années 1950 que les grands accélérateurs se sont imposés comme une source plus efficace de particules énergétiques pour la physique.

C’est précisément quand les physiciens des particules se sont détournés des rayons cosmiques que les astrophysiciens se sont intéressés à ces corpuscules très énergétiques en tant que messager des sites où elles acquièrent leur fabuleuse énergie. À la même époque, les premières expériences spatiales permettaient enfin d’étudier les rayons cosmiques in situ (avant leur entrée dans l’atmosphère) et de scruter le ciel au moyen des rayons γ. Dès les années 1970, l’astronomie des rayons γ ouvrait la voie à des pratiques résolument multimessagers. La dernière décennie du xx^e s. voyait alors émerger une floraison de nouveaux moyens d’observation. Sont ainsi en opération aujourd’hui, conjointement avec une flottille d’observatoires spatiaux actifs dans les bandes spectrales des rayons γ, des détecteurs de rayons γ de très haute énergie (THE), de rayons cosmiques d’ultra-haute énergie (UHE), de neutrinos cosmiques et d’ondes gravitationnelles. Pour la première fois, la lumière n’est plus le seul vecteur d’information sur le cosmos.

Des télescopes à nul autre pareils

La spécificité des moyens d’observation propres à l’astroparticule tient à la nature même des messagers mis à contribution. C’est ainsi qu’avec une longueur d’onde très inférieure aux distances entre les atomes, les rayons γ ne se prêtent pas aux combinaisons de miroirs et de lentilles à la base de l’astronomie traditionnelle. Les instruments adaptés à la collecte des rayons γ cosmiques sont donc plutôt inspirés de ceux propres à la physique des particules. Difficulté supplémentaire : l’atmosphère terrestre bloque les rayonnements de haute énergie ; les instruments doivent être embarqués à bord de véhicules spatiaux. Ces derniers, exposés à un flux intense de particules cosmiques, sont le siège d’un bruit instrumental qui limite sévèrement la sensibilité des observations. L’astronomie des rayons γ implique donc de très longs temps de pose, d’où son essor tardif. L’exploration approfondie du ciel se poursuit encore en 2008 avec l’observatoire européen Integral et le satellite américain Fermi

Si les rayons γ sont bloqués à leur approche de la Terre, c’est qu’ils interagissent avec les atomes de la haute atmosphère. S’agissant des rayons γ THE, ces interactions engendrent un faisceau de particules dont la propagation dans l’air produit un pinceau de rayonnement visible de nature Tcherenkov que l’on peut enregistrer au sol au moyen de grands miroirs paraboliques. Cette technique, à l’œuvre depuis la fin des années 1980, a permis d’ouvrir le domaine prometteur d’une astronomie impossible à mener dans l’espace en raison de la rareté des rayons γ THE. L’appareil le plus performant en la matière est aujourd’hui le télescope Hess, un ensemble de quatre miroirs de très grande surface installé en Namibie.

Après des décennies consacrées aux études in situ du gros des rayons cosmiques à bord d’engins spatiaux, le xxi^e s. voit un regain d’intérêt pour les rayons cosmiques UHE. À l’instar du gros des rayons cosmiques, il s’agit sans doute de protons et noyaux, les plus énergétiques étant accélérés à plus de cent exaélectronvolts (10²⁰ eV), l’énergie cinétique qu’emporte une balle de tennis lancée à grande vitesse. Le flux des rayons cosmiques UHE est des plus faibles : une particule par kilomètre carré et par siècle. Pour les détecter, il faut s’en remettre à l’étude de la gerbe de particules secondaires que produit un rayon cosmique UHE quand il entre en collision avec les hautes couches de l’atmosphère. Les gerbes que forment les primaires les plus énergétiques sont assez fournies pour que bien des secondaires atteignent le sol. La taille de la gerbe croissant avec l’énergie de la particule primaire, la pluie de particules intéresse des zones de plus en plus vastes (10 km² et plus).

Pour étudier les rayons cosmiques UHE, il faut donc déployer des moyens de détection sur de très grandes surfaces. C’est le défi qu’a relevé l’observatoire Pierre Auger, ainsi nommé en l’honneur du découvreur des grandes gerbes cosmiques à la fin des années 1930. Fruit d’une collaboration d’une vingtaine de pays et mobilisant des centaines d’ingénieurs et de physiciens, il s’étend sur un vaste territoire (3 000 km²) des pampas argentines. Prévu pour fonctionner de nombreuses années, l’observatoire Pierre Auger devrait détecter assez de rayons cosmiques UHE pour en déterminer avec précision la nature, l’énergie et la direction d’arrivée. Les rayons cosmiques UHE sont si énergétiques que leurs trajectoires sont fort peu déviées par les champs magnétiques intergalactiques. En mesurant leurs directions d’arrivée, l’observatoire Pierre Auger devrait permettre de remonter à leurs sources d’origine.

Si des sites extrêmes de l’Univers parviennent à accélérer des protons UHE, ces derniers sont en mesure d’interagir à la source même en produisant toutes sortes de particules, dont des neutrinos THE. Ne connaissant que la force faible, les neutrinos traversent sans coup férir les milieux matériels. Ils s’échappent ainsi sans entrave des sites où ils ont été produits. Particules stables, les neutrinos peuvent parcourir les distances les plus considérables. Dépourvus de charge électrique (donc insensibles aux champs magnétiques), les neutrinos ne dévient pas de leur direction d’origine. Tout concourt donc à en faire des messagers de choix pour l’astroparticule. Mais leur propriété la plus attrayante – interagir très peu avec la matière, grâce à laquelle ils peuvent sonder les sites cosmiques les plus denses – rend leur détection très difficile..

Il existe toutefois une toute petite probabilité qu’un neutrino THE ayant traversé toute la Terre interagisse juste avant de ressortir de l’autre côté en produisant un muon (une particule chargée à faible durée de vie). Si l’interaction se déroule tout au fond de la mer, le muon se propage dans l’eau, où il génère un cône de lumière Tcherenkov. En disposant au fond de la mer un ensemble de photodétecteurs aptes à percevoir le cône de lumière, on peut estimer l’énergie et la direction d’origine du muon, et partant, celles du neutrino qui l’a produit. C’est sur ce principe que fonctionne Antares, un ensemble de détection de très grande surface (0,1 km²) déployé par grand fond (2 500 m) dans la Méditerranée au large de Toulon.

L’astroparticule s’intéresse aussi à des neutrinos de plus basse énergie, ceux produits au cœur du Soleil lors des réactions de fusion thermonucléaire. Ils sont détectés par des appareils installés sous terre pour atténuer le bruit de fond induit par le rayonnement cosmique. La technique de détection des neutrinos s’apparente parfois à celle utilisée par Antares, comme dans Super Kamiokande, un détecteur qui met en œuvre un réservoir de 50 000 tonnes d’eau tapissé de 11 000 photodétecteurs, installé à grande profondeur (1 000 m) dans un puits de mine au Japon.

Les ondes gravitationnelles, ces déformations périodiques du tissu même de l’espace-temps, sont l’une des prédictions de la théorie de la relativité. À ce jour, leur existence n’a pas encore été directement attestée. Elles sont produites par exemple quand deux astres denses et compacts (étoiles à neutrons ou trous noirs) tournent rapidement l’un autour de l’autre. Bien qu’elles soient très faibles, ces ondes se propagent sans entrave dans le tissu de l’espace-temps. Elles sont donc en mesure de fournir des informations sur des sites cosmiques d’où aucun autre messager ne pourrait émerger.

Tout objet exposé à un train d’ondes gravitationnelles (une barre de métal par exemple), devient alternativement plus long/plus mince, plus court/plus épais. Mais ces variations sont si infimes qu’elles sont indécelables en pratique. Pour les détecter, il faut mener des mesures ultra-précises sur des intervalles de distance beaucoup plus longs, ce que permet l’interférométrie laser. Deux expériences mettant en œuvre cette technique sont aujourd’hui en service pour traquer les ondes gravitationnelles : l’une, Virgo, est installée en Italie ; l’autre, Ligo, opère aux États-Unis sur deux sites, l’un dans l’État de Washington, l’autre en Louisiane.

Les découvertes de l'astroparticule

Dans la première moitié du xx^es., l'observation des rayons cosmiques a conduit à la mise en évidence de nouvelles particules, comme les positons et les mésons. Les observations des rayons γ cosmiques menées depuis les années 1970, en détectant des bouffées de rayons γ aussi soudaines qu’intenses, ont permis de démontrer que les sources de ces sursauts gamma sont les explosions cosmiques les plus violentes de l’Univers. Les observations des rayons γ THE ont attesté que les vestiges des explosions d’étoiles sont des sites propres à l’accélération des particules. Très récemment, les premières données que l’observatoire Pierre Auger a collectées avant même d’avoir été totalement déployé ont montré que les rayons cosmiques UHE proviennent des portions de l’Univers local les plus denses en galaxies. Les mesures de neutrinos solaires menées dans les sites souterrains ont mis en évidence un déficit apparent dans la production de neutrinos au cœur du Soleil. Ce sont également des détecteurs souterrains (comme Super Kamiokande) qui ont apporté la preuve qu’un tel déficit provenait du fait que les neutrinos sont des particules dotées d’une masse, certes infime, mais qui leur permet d’osciller d’un type à un autre.

Les moyens consacrés à la détection des neutrinos cosmiques THE et des ondes gravitationnelles n’ont pas encore mis en évidence des sites aptes à produire ces deux messagers si activement recherchés. De l’avis général, les sources des sursauts gamma sont les sites cosmiques les plus prometteurs pour produire en abondance des rayons cosmiques UHE, des neutrinos THE et des ondes gravitationnelles. Les explosions cosmiques les plus violentes de l’univers seraient-elles les bonnes à tout faire de l’astroparticule ? Les preuves formelles manquent encore, en dépit des efforts que déploient les physiciens qui explorent ces nouveaux axes de recherche. Mais ces nouvelles astronomies n’en sont qu’à leur début. Les observations seront longues et difficiles, les appareils sont parfois sous-dimensionnés. L’élan est pourtant irréversible. Les successeurs des premiers prototypes sont déjà en chantier et les premières détections devraient intervenir dès la prochaine décennie.