Les rayons cosmiques Historique Dfinition Caractristiques physiques Dtection

Les rayons cosmiques • Historique • Définition • Caractéristiques physiques • Détection • Expériences

Historique Victor Hess (1883 -1964) Pierre Auger (1899 -1993)

Qu’est-ce qu’un rayon cosmique de haute énergie ? C’est une particule très énergétique, venant de l’espace et produite par des mécanismes astrophysiques violents. Sur Terre, il est possible de détecter soit la particule elle-même, soit l’ensemble des particules secondaires issues de l’interaction entre la particule primaire et l’atmosphère terrestre.

Spectre des rayons cosmiques Détection directe possible Détection indirecte 100 km/h !! 1 /km 2 /siècle

Questions. . . • quelle est la nature de ces rayons cosmiques ? on ne sait pas vraiment • quel processus est responsable de leur énergie ? on ne sait pas vraiment • d’où viennent-ils ? on ne sait pas vraiment

D’ou vient leur énergie ? Processus top-down Processus bottom-up

D’ou viennent-ils ? Centre galactique Collaboration AGASA E < 1018 e. V : notre galaxie E > 1019 e. V : extra-galactique, ou halo de notre galaxie Terre si p ou N !!!

Énigme. . . Inexplicables !!

La coupure GZK

Bilan les mécanismes d’accélération connus ne suffisent pas on ne sait pas d’ou viennent les rayons cosmiques les plus énergétiques Le manque de statistique nous empêche de progresser dans ce domaine

État des lieux 107 106 105 104 103 102 101 100 EUSO

L ’expérience Pierre Auger Détection : • des particules secondaires de la gerbe au sol réseau de 1600 détecteurs Cerenkov au sol • de la lumière de fluorescence 3 détecteurs de fluorescence (téléscopes) Flux faible grande surface de détection 30 fois la taille de Paris !!! (3000 km 2)

Performances attendues Resolution en énergie : • E = 1020 e. V : 15 % à 10 % • E = 1019 e. V : 30 % à 20 % Resolution angulaire : • E = 1020 e. V : 1° à 0, 2° • E = 1019 e. V : 2° à 0, 35° statistique : • E > 1020 e. V : 60 en 1 an (15 actuellement) • E > 4. 1019 e. V : 500 en 1 an (100 actuellement)

Conclusion