Les rayons cosmiques primaires charg´es

Les rayons cosmiques primaires charges

• Historique de leur decouverte

• Spectre en energie

• Composition: abondance

– Electrons/positons– Muons– Antiprotons

• Processus d‘acceleration

• Experiences

– Ballons (BESS)– Satellites (PAMELA, AMS)

Catherine Leluc 1 Rayons cosmiques charges-1

Les rayons cosmiques primaires

Les rayons cosmiques (CR) ne sont pas vraiment des rayons, mais desatomes ionises - allant du proton aux actinides, mais en majorite des protonset des particules α (noyau 4He)• provenant de l’espace• voyageant pratiquement a la vitesse de la lumiere• frappant notre atmosphere provenant de toutes les directions.

Provenant de l’espace, nous arrivent aussi des particules neutres - photons etneutrinos – echappant aux champs magnetiques de la Galaxie (∼ 10−10T) cequi les rend particulierement interessants si on veut connaıtre leur origine.

Toutes ces particules incidentes subissent des interactions en traversant notreatmosphere, et ce que nous trouvons au niveau du sol est constitue essen-tiellement de muons charges (∼ 400/cm2) et de neutrinos.


Historique

Les CR ont ete decouverts en 1912 par Victor Hess qui se demanda pourquoiune chambre a ionisation enregistrait des radiations alors qu’elle n’y etait pasexposee. De plus, en montant en ballon jusqu’a une altitude de 5000 m, ils’apercut que le signal observe augmentait avec l’altitude. Il attribua ceci aune source de radiation entrant dans l’atmosphere par dessus et en 1936 recule Prix Nobel pour sa decouverte.• Pendant les annees 30, Compton a montre que ces rayons devaient avoirune charge electrique car ils sont sensibles au champ magnetique terrestre.• En 1938, Pierre Auger, qui avait installe des detecteurs dans les Alpes,constata que deux detecteurs installes a plusieurs metres l’un de l’autre sig-nalaient l’arrivee de particules exactement au meme instant. Auger venaitde decouvrir les “extensive air showers”(EAS). Les particules qui atteignentla surface de la terre sont en fait des particules “secondaires” crees dansl’interaction de particules “primaires” avec les noyaux de l’atmosphere. Augerestima d’apres ses observations les energies des particules “primaires” a en-viron 1015eV– energie 10 millions de fois plus grande que celle connue a cetteepoque!. On ne connaissait aucun processus susceptible d’accelerer des par-ticules jusqu’a une telle energie.• Aujourd’hui le record mondial est de 3 × 1020 eV soit 50 Joules.


Historique

Altitude (km) 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9Difference 0 -1.5 1.2 4.2 8.8 16.9 28.7 44.2 61.3 80.4

Difference entre l’ionisation observee et celle au niveau de la mer.


HistoriqueLa physique des particules a d’ailleurs pris son origine dans l’observation desrayons cosmiques avant que les accelerateurs de particules n’existent.Parmi ces decouvertes citons celles du positron en 1932, du µ en 1937, du πet des particules etranges K en 1947, Ξ et Σ en 1953


Definitions et formules

• L’intensite directionnelle: I(θ, φ) = dNidS.dt.dΩ

en [#particulesm2.s.sr

]

• le flux de particules de type i: Φi,Ω =∫

IicosθdΩou θ est l’angle entre la particule et la direction d’observation.

• le flux dans un plan unite pour une radiation isotropique:Φi = 2π

∫ π/2

0 Iicosθsinθdθ = πIi

• Intensite des particules au-dessus d’un seuil Eo:Ii(E > Eo) =

∫ ∞Eo

Ii(E)dE

• la concentration de particules: ρi = dNidV

= 4πβc

Ii

• la densite d’energie: uEi=

∫EρidE = 4π

∫E Ii(E)

βcdE

Pour l’ensemble des rayons cosmiques incidents sur l’atmosphere terrestre:

Itot ∼ 0.3 particules.cm−2.sr−1.s−1

Φtot ∼ 1 particule.cm−2.s−1

ρtot ∼ 10−10cm−3

ucr ∼ 1 eV.cm−3


Definitions et formulesLes unites d’intensite differentielle s’expriment en [m−2.s−1.sr−1.ε−1] ou εpeut etre soit: 1) une energie, 2) une energie par nucleon, 3) une rigiditemagnetique,R

R =pc

|Z|e[GV]

avec p l’impulsion [GeV/c], Ze la charge electrique de la particule consideree.On a montre dans le chapitre de l’environnement spacial (page 18) que lerayon de giration (rayon de Larmor) pour une particule de charge |Ze| dansun champ magnetique homogene est donne par

rg =γ m v

|Z|eB=

p

|Z|eB

Ce qui donne R = rg B c. Suivant les unites utilisees, on a:

p[GeV/c] = 0.3ZB[T ] rg[m]

rg[cm] =p

Ze.B=

pc

Ze.B.c=

E[eV ]

300.Z.B[G]

rg[parsec] =E[PeV ]

Z B[10−10T ]

avec 1 parsec= 3, 086 × 1016m=3,26 annees-lumiere.Catherine Leluc 7 Rayons cosmiques charges-1

Rayons cosmiques: Spectre en energie

Energie : > 12 ordres de grandeur, Intensite: > 30 ordres de grandeur

(γ: index spectral)

Origine du genou pas claireChangement dans:

• mecanisme d’acceleration

• mecanisme de propagation

• composition elementaire

• dans les caracteristiquesd’interation a cause d’une nou-velle particule

Loi de puissance: ∼ E−γ

Φ ∼ E−2.7 → E < 1016eVΦ ∼ E−3.0 → 1016eV< E <1018eVΦ ∼ E−2.8 → E > 1020eV?


Rayons cosmiques: Origine

Les CR proviennent principalement de regions hors du systeme solaire, maissont surtout d’origine galactique:

• Isotropie des directions d’arrivee

• Non observation de la diminution du flux pendant une eclipse solaire.

• Detection d’une anti-correlation avec l’activite solaire

Le fait que le spectre en energie s’etende jusqu’a des energies de 1020eVindique que certains de ces rayonnements sont d’origine extra-galactique carle champ magnetique intergalactique de ∼ 3µG ne peut maintenir de telleparticule de charge Z = 1 a l’interieur de notre galaxie

rg =pc

0.3B= 1021m ∼ 30kpc


Rayons cosmiques: Spectre en energie

• Energetic Solar Particles (ESP) provien-nent des eruptions solaires: p qqs dizainesde MeV et anti-correles avec l’activite solaire.

• Anomalous Cosmics Rays (ACR) provien-nent de l’espace interstellaire en dehors del’heliopause (particles de basses energies≤ 100MeV/n, Z=1) resultant de particulesneutres penetrant dans l’heliosphere, puis io-nisees ensuite. Leur composition differe desautres CR; plus d’He que de p et beaucoupplus d’O2 que de C.

• Galactic Cosmic Rays (GCR), les plusabondants provenant de l’exterieur dusysteme solaire, mais principalement denotre galaxie. Ils sont en majorite produitset acceleres dans des explosions de super-novae.

En-dessous de ∼ 2 GeV, CR sont affectes par l’activite solaire.


Composition des rayons cosmiques

Spectre mesure en dehors de l’atmosphere.

p et noyaux He sont les 2 composantes lesplus importantes (p = 90% , He ∼ 9% ).Tous les elements chimiques sont presentsde l’hydrogene jusqu’a l’Uranium.

Les atomes atteignent l’heliosphere totale-ment ionises.

La connaissance du flux absolu ainsi quela forme des spectres sont des informa-tions indispensables pour pouvoir predireavec precision le flux de neutrinos atmo-spheriques.


Composition des rayons cosmiques

Compilation des resultats a basse energie jusqu’a mid-2003Resultats experimentaux de RUNJOB/JACEE jusqu’a 100 TeV


Abondance relative des elementsLa comparaison des compositions chimiques des CR et de celle des elementsdu systeme solaire (spectres normalises arbitrairement au Si) presente unecertaine similitude et des differences:1. Pics C,N,O et groupe Fe tres abondants dans

les spectres CR et solaire

2. Effet pair-impair dans la stabilite relative desnoyaux dependant du nombre atomique dansles spectres CR et solaire

3. H, He sous-abondance des CR

4. Li, Be, B sur-abondance des CR

5. Sc, T i, V, Cr, Mn sur-abondance des CR

Les points 4. et 5. sont dus a la spallation. Lesrayons primaires acceleres a la sourse doivent en-suite traverser le milieu interstellaire pour atteindrela Terre et lors de ce parcours il y a collisions avecle gaz interstellaire.Li, Be, B (pas produits dans la nucleosynthese primordiale (excepte 7Li))sont des produits de spallation des noyaux de C,N,O tres abondants. DememeSc, T i, V, Cr, Mn proviennent de la spallation du Fe.Catherine Leluc 13 Rayons cosmiques charges-1

Abondance relative des elements

On peut extraire la quantite de matiere traversee par les CR entre leur creationet leur observation, ainsi que le temps passe dans la galaxie.

Pour un systeme simple ne contenant que 2 especes, les noyaux primaires(Np) et les secondaires (Ns)

dNp

dX= −

Np

λp

dNs

dX= −

Ns

λs

+NpPps

λp

X: la quantite de materiel traverse exprimee en g/cm2 (X = ρx)λp,λs: longueur d’interaction (libre parcours moyen pour des collisionsinelastiques)Pps: probabilite de produire un noyau secondaire par spallation du noyau pri-maire. Avec comme conditions initiales: Np(0)=ctte et Ns(0)= 0, la solutionde ce systeme d’equations est:

Ns(X)

Np(X)=

Ppsλs

λs − λp

[exp(X

λp

−X

λs

) − 1]



On peut appliquer cette equation au groupe C − N − O considere commeespece primaire. Il faut alors prendre pour λp une valeur moyenne pour cegroupe primaire, de meme λs pour le groupe secondaire Li, Be, B.La section efficace totale moyenne pour le groupe (C-N-O) est 280 mbarns, cequi donne λp ∼ 6, 0g/cm2. Pour le groupe (Li-Be-B), on a σtot = 200mbarnset λs ∼ 8, 4g/cm2. Le rapport des abondances des elements secondaires aprimaires a ete trouve experimentalement: Ns/Np ∼ 0.25 et Pps = 0.28.

Mettant ces valeurs dans l’equationprecedente, on trouve que les elementsC-N-O doivent parcourir X ∼ 5 g.cm−2 afinde creer l’abondance du rapport des elementsobserves.Cette estimation est evidemment tres sim-plifiee; on suppose dans cette equation detransfert que toutes les particules traversent lameme quatite de matiere. Mais des modelesde propagation comportant un systemed’equations couplees conduisent aux memesresultats, soit 5 < X < 10 g.cm−2.



La valeur obtenue pour la quantite de matiere traversee nous permet d’evaluerla distance totale parcourue par les rayons cosmiques entre leur source et leurarrivee vers la Terre, dans l’hypothese ou ils sont confines dans notre galaxie.Si la densite de matiere dans l’espace intergalactique est negligeable par rap-port a celle du milieu interstellaire autour de nous,

l =X

ρN

∼ 3.1024cm ∼ 1Mpc.

avec ρN ∼ 10−24gr.cm3 ∼ 1 proton par cm3.

Le temps de confinement tc:tc = l/c ∼ 3.106 ans

Comme l ≥ d ∼ 0.15 kpc - demie epaisseurde notre disque galactique, ceci implique quele confinement des rayons cosmiques est unprocessus dans lequel les particules sont pris-onnieres pour un tres long temps avant des’echapper.



Si on etudie ces phenomenes de spallation en fonction de l’energie, on ob-serve une diminution du rapport secondaires/primaires.

La quantite de matiere traversee decroit quand l’energie augmente.Ceci suggere que

• CR de hautes energies passent moins detemps dans la galaxie que ceux de bassesenergies.

• CR sont acceleres avant que la prop-agation commence. Si, au contraire,acceleration et propagation etaient simul-tanees, on devrait avoir un rapport CRsecondaire/primaire constant ou memeaugmentant avec l’energie car certainsmecanismes prennent plus de temps pouraccelerer les particules de hautes energies.


Cosmic Rays: Electrons et Positrons

• Les e− et e+ sont une composante faible des rayons cosmiques (≤2%).

• ils forment une population distincte car ils n’ont pas d’interaction forte dansle milieu interstellaire et ont une petite masse.

Ils sont ainsi affectes par plusieurs mecanismes qui n’affectent pas les noyauxd’energies semblables:

• perte d’energie par rayonnement de freinage sur la matiere interstellaire(∼ E, donc peu d’electrons de haute energie)

• perte d’energie par rayonnement synchrotronique dans le champmagnetique galactique

• effet Compton inverse sur les photons visibles et ceux du rayonnement a2.73 K.

En consequence ces electrons arrivant sur terre ne sont pas des messagersvenant de tres loin; ils n’ont guere parcouru que quelques centaines de par-secs depuis leurs sources.


Cosmic Rays: Electrons et positrons

Pour des energies ≥ 10 GeV, on observe unspectre plus pentu que pour les protons

N(E)dE = 700 E−3.3dEparticules m−2s−1sr−1

En consequence, Le rapport e/p diminue avec l’energie; il vaut 0,83% a 10GeV, 0,24% a 100 GeV et tombe a 0,07% a 1 TeV.

Le spectre des leptons (e±) est domine par lese−. Les e− proviennent de 2 mecanismes, tan-dis que les e+ ne proviennent que du 2eme.

• e− de hautes energies proviennent des sitesprimaires d’acceleration, en particulier desexplosions de supernovae.

• des paires e+e− de hautes energies sont pro-duites dans les collisions des hadrons cos-miques et des γ avec le gaz interstellaire viala chaıne de desintegration π± → µ± → e±

(en b) rapport e+/(e+ + e−)).



Influence de l’activite solairesur le spectre d’electrons



AMS-01 data Pour mesurer le spectre des e+

jusqu’a 50 Gev/c dans AMS-01,on a identifie les positrons gracea la conversion des photons debremsstrahlung.

Cela donne une signature a 3traces dans le tracker, et dans90% des cas, la trace du milieucorrespond a la trace primaire pources energies.

Ce processus est supprime par unfacteur 3×106 pour les protons parrapport aux positrons a cause leurmasse.



Statique: 79 e+, 1015 e−

Au-dessus de 10 GeV: 26 e+ pour AMS-01, 35 pour HEAT 1994/95+2000

Tout excess de positrons pourrait etre du a une nouvelle physique.


Antiprotons

L’interaction des protons et noyaux cosmiques dans le milieu interstellaire pro-duit parfois des paires “baryon-antibaryon”

p + p → p + p + p + p

→ p “secondaires” en tres faible proportion dans le rayonnement cosmique.Le spectre en energie de ces p “secondaires” peut se calculer: un maximuma 2 GeV avec une decroissance rapide du flux au-dessous et au-dessusde ce pic.

Le rapport p/p ∼ 2 × 10−4

a 10-20 GeV.


Antiprotons

1er p observe avec identification de sa masse en 1993 par BESS

Mais ces p pourraient provenir d’une physique nouvelle:

1) l’annihilation de neutralino(particules supersymetriquespouvant constituer la matierecachee de l’Univers)

2) produits d’evaporation detrous noirs primordiaux.

Ces p devraient modifier laforme du spectre attendu.


Anti-noyaux

La presence d’antimatiered’origine primordiale est mieuxsignee par l’existence d’anti-noyaux.

Les bornes superieures lesplus contraignantes sur lapresence de l’isotope 4He ontete obtenues par l’experiencede ballon BESS (He/He <0, 74 × 10−6) et AMS-01(He/He < 1, 1 × 10−6).

Dans un futur proche, onespere atteindre une limite de10−9 grace en particulier aAMS-02.


Flux attendu par AMS


Les rayons cosmiques primaires charg´es

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