rayons cosmiques ou rayonnement cosmique

Flux de particules chargées de haute énergie d'origine solaire, galactique et extragalactique.

ASTRONOMIE ET PHYSIQUE

Détection

Décelés dès 1912 par V. Hess grâce à des mesures d'ionisation de l'air en altitude lors d'ascensions en ballon, les rayons cosmiques (ainsi désignés en 1926 par R. A. Millikan) ne sont observables qu'au-dessus de l'atmosphère terrestre dense, dans laquelle ils se dégradent rapidement. On les met en évidence à l'aide de détecteurs de particules, emportés par des ballons stratosphériques ou placés à bord de satellites. Lorsque le rayonnement cosmique provenant de l'espace (rayonnement primaire) aborde les hautes couches de l'atmosphère, à 30 km environ d'altitude, les particules qui le composent se brisent lors de collisions avec les noyaux atomiques des principaux constituants atmosphériques et engendrent, comme l'a prédit P. Auger en 1938, une cascade de particules secondaires (gerbe atmosphérique) permettant sa détection indirecte au niveau du sol. Pour étudier avec une qualité et une précision sans précédent, à partir de ces gerbes, le rayonnement cosmique primaire de très haute énergie, et notamment tenter d'en découvrir l'origine, un observatoire international géant, l'observatoire Pierre Auger, comportant un réseau de détecteurs de particules et de télescopes à fluorescence répartis sur quelque 3 000 km² (la surface typique d'un département français), est en cours d'achèvement (en 2005) dans la pampa argentine, au sud de la ville de Mendoza. Si les résultats fournis par cet instrument sont concluants, un second observatoire, analogue, sera construit, cette fois dans l'hémisphère Nord, aux États-Unis, dans l'Utah, près de Salt Lake City.

Composition chimique

Le rayonnement cosmique est formé de noyaux d'atomes dont les électrons ont été arrachés, d'électrons et de positrons ; ces particules ont des énergies allant de quelques millions d'électronvolts à une centaine de milliards de milliards d'électronvolts (10²⁰ eV). Les noyaux sont pour 90 % des noyaux d'hydrogène (protons), pour 9 % des noyaux d'hélium et pour le reste des noyaux de divers éléments plus lourds.

Sources d'émission et propagation

La distribution observée du rayonnement cosmique est à peu près isotrope dans le ciel sans que cela implique une isotropie de la distribution des sources émettrices. En effet, les particules du rayonnement cosmique ne suivent pas des trajectoires rectilignes, mais sont sans cesse déviées par les champs magnétiques des régions qu'elles traversent (milieu interplanétaire, milieu interstellaire). L'étude des rayons cosmiques nous renseigne donc à la fois sur leurs sources d'émission et sur leur parcours dans l'espace. Compte tenu de la façon dont les champs magnétiques situés à l'intérieur de notre galaxie dévient les particules, on pense que la quasi-totalité des rayons cosmiques proviennent de l'intérieur de la Galaxie. Seules de rares particules dotées d'une énergie exceptionnellement élevée (10¹⁸ eV ou plus) proviendraient d'autres galaxies (galaxies actives).

Les rayons cosmiques se propagent dans la Galaxie pendant 10 millions d'années environ avant de s'en échapper. Leur grande énergie leur vaut de jouer un rôle important dans la dynamique du milieu interstellaire. Les particules du rayonnement cosmique subissent de nombreuses interactions avec les atomes du milieu interstellaire. Leur composition chimique et isotopique initiale s'en trouve modifiée. Mais l'on parvient cependant à la déterminer en corrigeant la composition observée des effets de ces interactions.