Le rayonnement cosmique est le flux de noyaux atomiques et de particules de haute énergie (dont certaines relativistes voire ultrarelativistes) qui circulent dans le milieu interstellaire.
Le rayonnement cosmique est principalement constitué de particules chargées : protons (88 %), noyaux d'hélium (9 %), antiprotons, électrons, positrons et particules neutres (rayons gamma, neutrinos et neutrons). La source de ce rayonnement se situe selon les cas dans le Soleil, à l'intérieur ou à l'extérieur de notre galaxie. Certaines des astroparticules qui composent le rayonnement cosmique ont une énergie qui dépasse et qui n'est expliquée par aucun processus physique identifié.
La découverte du rayonnement cosmique a lieu au début du avec les observations de Victor Franz Hess effectuées en 1912 depuis un ballon. Il est identifié initialement à travers son rôle dans l'ionisation de l'atmosphère terrestre. L'observation directe depuis le sol des composants les plus énergétiques du rayonnement cosmique n'est pas possible car celui-ci interagit avec l'atmosphère lorsqu'il la pénètre et produit des particules secondaires. Il faut attendre la fin des années 1950 pour pouvoir effectuer les premières observations directes grâce à des instruments embarqués à bord de satellites artificiels ou de ballons stratosphériques. Le rayonnement cosmique de forte énergie constitue au même titre que le rayonnement électromagnétique une source unique d'informations sur des phénomènes d'origine galactique et extragalactique. Mais ses caractéristiques (énergie, rareté) rendent difficiles des observations précises. Par ailleurs les interactions importantes avec le milieu galactique et extragalactique viennent compliquer l'interprétation des données recueillies en vue de déterminer sa source et de sa nature.
Une partie des rayons cosmiques de basse énergie (relativement au reste des rayons cosmiques : de l'ordre du MeV), piégée par le champ magnétique terrestre, participe à la formation des ceintures de Van Allen. Les rayons galactiques ou extragalactiques peuvent nous traverser, interférer avec l'ADN, traverser la roche et les bâtiments et profondément pénétrer les sols et sous-sol planétaires. Ils contribuent, à hauteur de 14 %, à la radioactivité naturelle totale de la surface de la Terre.
Historique
La première observation conduisant à la découverte des rayons cosmiques a lieu en 1900, lorsque le physicien Charles Thomson Rees Wilson découvre que l’atmosphère est continuellement ionisée. Il suppose alors que ce phénomène est dû au rayonnement naturel de la Terre. Ses recherches sur l'électricité atmosphérique, l'ionisation et la condensation le conduisent à concevoir la première chambre à brouillard.
Mais rapidement, les scientifiques de l’époque sont intrigués par l’excès d'ions par rapport à la quantité normalement due au rayonnement naturel du sol. En 1912, le physicien autrichien Victor Franz Hess mesure le taux d’ionisation en fonction de l’altitude avec un électromètre à feuille d’or embarqué dans un ballon. L’ionisation décroît jusqu’à , puis croît au-delà. Il y a peu de différences entre le jour et la nuit. Hess en conclut que le rayonnement est d'origine cosmique c'est-à-dire provient de l'extérieur du Système solaire. Ces résultats sont confirmés par Robert Andrews Millikan qui travaille à l'aide de ballons-sondes.
Hess estime également que ce rayonnement est électriquement neutre. Cette hypothèse est remise en question en 1928 lorsqu'on découvre que l'essentiel du rayonnement atteignant la surface de la Terre est constitué de particules chargées. Millikan suppose alors que ces dernières résultent de l'interaction entre les rayons neutres de l'espace (rayonnement gamma) et les molécules de l'atmosphère. Arthur Compton démontre que le rayonnement est en fait variable suivant la latitude où il est mesuré (plus faible à l'équateur qu'aux pôles) du fait de l'influence du champ magnétique terrestre, prouvant ainsi qu'il s'agit de particules chargées. right|thumb|Schéma d'une cascade atmosphérique produite par un proton.
En 1938, l'astronome français Pierre Auger découvre que la pénétration des particules déclenche des gerbes atmosphériques constituées de particules dites « secondaires » .
En 1943, à d'altitude, non loin du sommet de l'aiguille du Midi, le CNRS crée, sous l'égide de Louis Leprince-Ringuet, un laboratoire de haute altitude pour étudier les rayons cosmiques et leurs applications en physique nucléaire. Inauguré en 1946, il fonctionnera jusqu'en 1955, mais a gardé le nom de refuge des Cosmiques..
Les rayons cosmiques ultra-énergétiques Le , le rayon cosmique Oh-My-God est détecté par le détecteur (Utah, États-Unis) ; c'est le plus énergétique jamais enregistré : . Le deuxième plus énergétique, baptisé Amaterasu (du nom de la déesse japonaise du Soleil), est détecté le par une équipe du projet , un réseau de détecteurs également situé dans l'Utah : . Il pourrait provenir de la galaxie M82.
Les sources des rayons cosmiques ultra-énergétiques sont encore inconnues. Les deux principales hypothèses sont que les rayons cosmiques ultra-énergétiques proviennent de la fusion de trous noirs supermassifs ou d'explosions de supernovas.
Composition du rayonnement cosmique
Il s'agit pour sa partie chargée principalement de protons (88 %), noyaux d'hélium (9 %), le reste étant constitué d'électrons, de différents nucléons (particules constituant les noyaux d'atomes) ainsi que de quantités infimes d'antimatière légère (antiprotons et positrons). La partie neutre est quant à elle constituée de rayons gamma ainsi que de neutrinos. Cette dernière n'est pas toujours décomptée dans le rayonnement cosmique.
La particule la plus abondante au niveau de la mer est le muon, car celui-ci interagit peu avec la matière : on en dénombre en moyenne un par centimètre carré par minute. Malgré sa durée de vie de , qui correspond à une distance maximale de à la vitesse de la lumière, le muon parcourt des distances beaucoup plus grandes grâce à l'effet de dilatation du temps prédit par la relativité restreinte.
Les particules primaires (arrivant sur l'atmosphère) ont une énergie qui peut atteindre 1020 eV. En dehors des neutrinos, les particules détectées au sol sont essentiellement des particules secondaires issues de gerbes atmosphériques, d'énergie bien inférieure.
Spectre
Le spectre du rayonnement est la fonction reliant le flux incident de particules à leur énergie. Les figures ci-contre ont une échelle logarithmique pour intégrer la très grande amplitude des valeurs des énergies et des flux. Le spectre donné ici est celui du rayonnement primaire, c'est-à-dire avant l'interaction de ce rayonnement avec l'atmosphère.
Ce spectre est manifestement « non-thermique », c'est-à-dire qu'il ne résulte pas de l'émission d'un corps à une température donnée (spectre de corps noir). La pente de la droite montre que le flux décroît rapidement selon une loi de puissance. L'exposant de la loi de puissance est appelé l'« indice spectral ». Sa valeur globale est de 2,8.
Il existe toutefois deux ruptures de pente remarquablesLes rayons cosmiques, sur sites.google.com, bien qu'assez discrètes à l'œil nu : la première, surnommée le « genou », se situe à (flux : 1 particule/m/an). L'indice spectral passe d'environ 2,7 à 3,3 ; la seconde, surnommée la « cheville », se situe à (flux : 1 particule/km/an). L'indice spectral passe à 3,0.
En 2024, l'observatoire HESS publie un inventaire des électrons et des positons d'énergie comprise entre et . Le flux décroît très rapidement aux énergies supérieures à , ce qui indique que le Système solaire est situé dans une région relativement calme du milieu interstellaire...
Origine Les particules les plus énergétiques proviennent de l'espace interstellaire et intergalactique. Une partie de ces particules est déviée par le vent solaire qui apporte pour sa part essentiellement des ions et des électrons. Ainsi l'activité solaire a un effet mesurable sur la quantité de rayonnement d'origine galactique reçue..
Les connaissances actuelles permettraient d'expliquer l'accélération des particules jusqu'au niveau du « genou » (cf. définition plus haut) par des processus astrophysiques violents tels que des chocs. Elles auraient pour origine l'explosion de supernovas, selon l'hypothèse émise en 1949 par le physicien italien Enrico Fermi, mais cela n'est pas confirmé actuellement. D'autres sources sont pressenties, qui font appel aux phénomènes astronomiques les plus énergétiques connus dans la nature : noyau actif de galaxie, sursaut gamma, trou noir, hypernovas En poussant ces modèles, il est possible de trouver une explication à l'accélération de particules jusqu'à . Cependant, le manque d'information sur les rayons cosmiques à de si hautes énergies ne permet pas de contraindre ces modèles.
Pour les particules les plus énergétiques, les zetta-particules, au-delà de la cheville () les observations restent encore très peu nombreuses (moins d'une gerbe par an dans des observatoires très spécialisés comme le de l'université de l'Utah ou l'Akeno Giant Air Shower Array (Réseau d'Akeno pour les Cascades Géantes Atmosphériques) Welcome to the Institute for Cosmic Ray Research (これからの宇宙線研究を考える上での2 つの大きな柱) : Présentation de l'institut de recherche en rayons cosmiques de Tokyo.
En 2017 les premières confirmations de l'origine géographique du rayonnement haute-énergie sont données par la publication du résultat de de mesures faites depuis 2004 à l'Observatoire Pierre-Auger à Malargüe en Argentine. : ce rayonnement est clairement extragalactique, venant de galaxies situées dans une partie de l'espace située au-delà des confins de la Voie lactée. L'observatoire a en effet capté et étudié environ présentant des énergies dépassant . L'étude de la distribution angulaire de leurs entrées dans l'atmosphère a fini par mettre en évidence un motif (légèrement dipolaire) sur la sphère céleste. Ce motif était situé à l'opposé de la direction de la Voie lactée. Ce flux émanerait donc d'un excès de galaxies situé à une centaine de millions d'années-lumière. Reste à comprendre le mécanisme de sa production ; les spécialistes penchent pour des phénomènes nés de l'environnement d'énormes trous noirs et/ou de l'effondrement d'étoiles super-massivesMathilde Fontez (2017) L'origine des rayons cosmiques est résolue... ou presque ! ; 05 oct 2017, mis à jour le 07 oct et consulté le 07 oct 2017.
Cosmologie et astroparticules Le Big Bang, la baryogénèse, la matière noire sont les cadres de recherche qui utilisent les techniques expérimentales développées en physique des particules pour faire de l'astronomie à haute et très haute énergie. Les thématiques principales de recherche sont : la recherche de la matière noire ; les neutrinos (solaires, cosmiques, des supernovas) ; la désintégration du proton ; les ondes gravitationnelles.
thumb|600px|center|Les différents types de détecteurs permettant d'étudier les rayons cosmiques.
Méthodes de détection vignette|600px|Le réseau VERITAS de télescopes Tcherenkov. Plusieurs méthodes de détection des rayons cosmiques à partir du sol sont actuellement utilisées. Les télescopes Tcherenkov détectent des rayons cosmiques de basse énergie (<200 GeV) en analysant leur rayonnement Tcherenkov, des rayons gamma émis lorsqu'ils traversent l'atmosphère à des vitesses supérieures à la vitesse de la lumière dans l'air. Ces télescopes distinguent très efficacement les radiations du fond de ciel et celles d'origine atmosphérique, mais ne peuvent fonctionner que par des nuits claires et sans lune, et ont un champ visuel très étroit. Un autre type de télescope Tcherenkov utilise le même effet dans l'eau ; ces deux types de télescopes sont couplés (de façon unique au monde) à l'observatoire Pierre-Auger.