Astroparticules Physique et Astrophysique des Rayons Cosmiques - Luigi Tibaldo
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Astroparticule
Physique et Astrophysique
des Rayons Cosmiques
Luigi Tibald
luigi.tibaldo@irap.omp.eu
http://userpages.irap.omp.eu/~ltibaldo
IRAP - Observatoire Midi-Pyrénées/Université
Toulouse III Paul Sabatie
Module EEOS-10
Année 2022/2023
o
5
r
s
Textes
• Alessandro De Angelis, Mário Pimenta “Introduction to Particle and
Astroparticle Physics” Springer 201
https://link.springer.com/book/10.1007%2F978-3-319-78181-5
• Malcom S. Longair “High Energy Astrophysics” Cambridge University Press
1992
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC 2 of 48
9
Plan du cours
1.Introductio
1) Historique
4. Les rayons cosmique
2) Rappels préliminaires
1) dans le système solair
3) Propriétés des rayons cosmiques
2) dans l’atmosphère terrestre
4) Les enjeu
5.Méthodes d’observations (et quelques
2.Sources des rayons cosmique résultats saillants des dernières années
1) Critères de con nement et 1) Mesures directe
énergétiques
2) Mesures indirectes de gerbes
2) Chocs et mécanisme de Ferm atmosphériques
3.Propagation et interaction 3) Mesures indirectes de traceurs
(gammas, neutrinos)
1) Diffusio
2) Interaction
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n
x
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i
)
1 - Introduction
4
1.1 Historique de la découverte des rayons cosmiques
1900-1910 : rayonnement ionisant provenant de la
désintégration d’éléments radioactifs?
1912 : expérience en ballon de Hess → la rayonnement
ionisant est d’origine extraterrestr
1925 : Millikan introduit le terme “rayons cosmiques
1930-31 : Compton et Rossi démontrent grâce à l’effet
Bruno Rossi
Est-Ouest que les rayons cosmiques sont principalement
des particules à charge positiv
1932 : Anderson découvre dans les rayons cosmiques la Victor Hess
première nouvelle (anti)particule, le positro
1938 : Auger découvre les gerbes atmosphériques.
(> 1015 eV)
Pierre Auger
… découverte dans les rayons cosmiques des plusieurs
nouvelles particules, muons, pions, hypérons
1953 : à la conférence sur les rayons cosmiques à
Bagnères-de-Bigorre une grosse partie de la communauté
décide de passer à des expériences avec les accélérateurs
→ la physique des particules devient une discipline
indépendante
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e
n
…
”
1.1 Historique de l’astrophysique des rayons cosmiques
première carte radio de la Voie Lactée par Reber
1933 : découverte de l’émission radio de la Galaxie par
Jansk
1944 : première cartographie du ciel radio par Rebe
1950 : Kiepenheuer propose que l’émission radio de la
Galaxie est due au rayonnement de synchrotron
d’electrons relativiste
1952 : Hayakawa prédit que les protons relativistes dans la Victor Hess
Galaxie produisent de l’émission gamma de haute énergie
par production et désintégration de pions neutre
première carte gamma de la Voie Lactée par OSO-3
1964 : Ginzburg et Syrovatskii proposent un modèle pour
les rayons cosmiques au dessous de 1015 eV avec
accélérations dans les vestiges de supernova et diffusion
dans un halo magnétisé autour de la Galaxie
1969 : le satellite OSO-3 de la NASA détecte émission
gamma de haute énergie du disque de la Galaxie
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1.2 Rappel : mécanique relativiste
de nitions
transformations
de Lorentz
impulsion
énergie
énergie à repos
énergie cinétique
égalités utiles
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1.2 Rappel : concept de section ef cace
l
faisceau cibl
ux constant densité constant
Φ = dnfaisceau / dt ρ = dncible / dV
nombre d’interactions par unité de temps et de dninteract / dt dl = Φ ρ σ
longueur traversée dans la cible constant
σ est la section d’interactio section
• pour collision mécanique classique = surface physique d’interaction
R
de contac mécanique
• pour interaction non mécanique on dé nit une section σ = 2πR2
ef cace d’interaction qui exprime la probabilité de
l’interaction
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1.3 Propriétés des rayons cosmiques
composition des rayons cosmiques à la
Figure: Sven Lafebre
rigidité (impulsion/charge) de 10 GV/c
1% protons
alpha
1% noyaux Z > 2
electrons
5% antiparticules
93 %
approximation de loi de puissance
pour le spectre des protons > 1 GeV
p s-1 cm-2 sr-1 GeV-1
Exo 1: véri er que la densité
d’énergie est ~ 1 eV cm-3
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fi
1.3 Spectre
Inputdes rayons
data setscosmiques
• Cover energies from 10 GeV to 1011 GeV: Use direct and air-shower measurements
• Only most recent measurements with mass composiKon results
• Solar modulaKon corrected based on force-field approximaKon
Dembinski ICRC 2017
p
He
O
Fe
Directmesures directe
observa-on: mesuresobserva-on:
Air-shower de gerbes
flux of→ composition
individual elements total atmosphériques
flux and
flux split into mass groups (not shown)
Hans Dembinski | MPIK 4
énergie atteinte au LH
(référentiel CM)
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s
C1.3 Spectre
Inputdes rayons
data setscosmiques
• Cover energies from 10 GeV to 1011 GeV: Use direct and air-shower measurements
• Only most recent measurements with mass composiKon results
• Solar modulaKon corrected based on force-field approximaKon
Dembinski ICRC 2017
p
He
O cheville
Fe
genou
Direct observa-on: Air-shower observa-on:
rupture
flux de pent
of individual elements total flux and
à 230 GeV flux split into mass
deuxième groups (not shown)
genou
Hans Dembinski | MPIK coupure
4 GZK?
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e1.3 Composition élémentaire
Abondance
ACE team/Caltech
• proches du système solair
• deux groupes, Li, Be, B, et Sc, Ti,V, Cr,
Mn, sont plus abondant
→ produits de spallation de noyaux
abondants (C, N, O et Fe) sur les atomes
du milieu interstellaire (surtout H et He
→ source importante ou principale de
ces éléments dans l’Univers
B
C H
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e
)1.3 Exo2 : l’anomalie LiBeB
Sachant que le rapport LiBeB/CNO = 0.25, calculer le grammage (densité de
colonne) d’hydrogène avec lequel les rayons cosmiques ont interagi avant d’arriver
dans le système solaire. Utiliser les sections ef caces suivantes.
CNO + H → σp = 239 mbar
LiBeB + H → σs = 161 mbar 1 mbarn = 10-24 cm2
CNO + H → LiBeB + X σsp = 84 mbarn ~4.5 g/cm2
Résultat : le grammage est de 2.7 ×1024 H/cm2, ou
4.5 g/cm2
Seulement le produit distance fois densité
de matière est contraint par le rapport
LiBeB/CNO
Pour la densité de matière moyenne dans le disque de
la Galaxie de nH = 1 H/cm3 → la distance parcourue est
L = 860 kpc >> taille de la Galaxie (temps de vie ~ 3
millions d’années)
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.
X
X
n
n
.
fi1.3 (An)isotropie
Directions d’arrivée presque isotropes B
→ effet des champs magnétiques irréguliers
dans la Galaxi rayon de Larmor
• anisotropie ordre 10-3 mesurée à basses
énergies : sources proche de la terre ou taille
de la Galaxi
• ultra-hautes énergies : possibilité de tracer les Strong, Moskalenko, and Ptuskin 3
sources proches directement
Strong+ 2007
Rayon de Larmor dans le champ
magnétique galactique (3 μG)
taille de la Galaxie
taille de l’heliosphere
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC12: The anisotropy of cosmic rays in the reacceleration
Figure 14 of 48(red curves) an
e
e1.4 Les enjeux
• Origin
• processus d’accélération : évidence pou
• chocs dans le milieu interstellaire (restes
supernova
• jets dans systèmes avec accrétion sur trou noi
• champs magnétiques hyper-intenses (étoiles à
neutrons
• pour le ultra-hautes énergies (> 1019 eV) encore un
mystère
• Propagation et interaction
• le ux des rayons cosmiques a une densité d’énergie
~ 1 eV/cm3, comparable au gaz interstellaire, au
rayonnement des étoiles et des poussières, aux
champs magnétiques → composante importante
pour la dynamique des galaxie
• les rayons cosmiques nous donnent des informations
sur le gaz, les champs magnétiques et les champs de
radiation qu’ils ont traversé
• Nouveaux phénomènes
• interactions à énergies supérieures à celles atteintes
aux accélérateurs
• origine de l’asymétrie matière/antimatièr
• recherche de signature de nouvelles particules
(matière sombre) : χ + χ → q + q
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)
)
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r2 - Sources
162.1 Galactiques ou extragalactiques ?
Grandes ruptures de pente :
changement de sources
principales des cosmique
• < genou : origine Galactiqu
• con rmé par les luminosités
gamma des galaxies proche
• > cheville : origine extragalactique
• transition galactique - extragalactique
Matthiae 2010 entre genou et chevill
galactique transition (??) extragalactique
rayon de Larmo rayon de Larmo2.1 Critère de Hillas
Jacobsen 2015, d’après Hillas 1984
Critère simple pour trouver la source qui
pourrait accélérer les rayons cosmiques :
la particule doit rester con née dans la
source par le champ magnétique B
• ne prends pas en compte les pertes
d’énergi
• agnostique sur le mécanisme
d’accélération et son ef cacité
Les restes des supernova (supernova
remnants, SNRs) sont des candidats pour
l’accélération jusqu’au genou, mais ils
n’atteignent pas la cheville
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fi
fi2.1 Les restes de supernova : sources galactiques?
Argument énergétique par ordres de
grandeurs ρ = 0.5 eV/cm3
• puissance des rayons cosmiques V = h π R2
PRC ~ ρ × V / T = 2 × 1034 pour le disque de la Galaxi
h = 300 pc, R = 30 kp
T = 3 × 106 ans
• puissance libérée par les restes de
f = 3/siecl
supernova
M = 10 M⦿
PRSN ~ f ×1/2 × M V2 = 2 ×1035 W
V = 5000 km/s
Les restes de supernova peuvent accélérer les
rayons cosmiques galactiques s’ils arrivent à
convertir 10% de leur énergie en noyaux accélérés.
Les observations (radio, X, gamma) nous montrent
qu’il y a des particules accélérées dans les restes de
supernova
→ souvent il est dif cile de comprendre si c’est des
électrons ou des noyaux.
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e
:
:
fi
c
W
e2.2 Μécanisme de Fermi
Gain en énergie d’une particule chargée qui
“est ré échie” par un “mur magnétisé” :
double changement de référentiel
(transformation de Lorentz) Ein
{ E’in = γ(Ein - pin,xV
p’in, x = γ(pin,x - EinV/c2) choc non relativist
(γ ~ 1,V/c2 ~ 0) V
{ E’out = E’in
p’out,x = -p’in,x
B~0 B>0
{ Eout = γ(E’out + p’out,xV
pout, x = γ(p’out,x + EoutV/c2)
Eout
pour particules ultrarelativistes (v ~ c)
avec distribution isotrope de vitesses,
le gain moyen en énergie est
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)
e
)2.2 Accélération diffusive par onde de choc (1)
• Les explosions de supernova produisent un choc magnétisé très supersonique
(V >> vitesse du son) qui se propage dans le milieu interstellair
• Champs magnétiques irréguliers présents sur les deux cotés : particules piégées
par dé exions multiples et vitesses rendues isotropes (diffusion
milie milie milie milie
choc choc
choqué interstellaire choqué interstellaire
V V/4
ρ0 4ρ0
referentiel choc referentiel interstellaire
• Une fraction de particules échappe dans le milieu interstellaire
ux de particules qui reviennen
vers le choc
ux de particules emportées dans la
direction opposée au choc
fraction de particules qui
échappent le choc
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u
u
u
u
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)2.2 Accélération diffusive par onde de choc (2)
• après k passages à travers le
cho
• nombre de passage pour
acquérir une énergie Ek
• fraction de particules avec une
énergie ≥ E
• les particules ont un spectre de
loi de puissance avec indice 2
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c3 - Propagation et interactions
233.1 Propagation dans champ magnétique
Charged particle in a turbulent field Charged particle in a turbulent field
Jokipii, ApJ 1966
Jokipii, ApJ 1966
Figures: C. Evoli https://doi.org/10.5281/zenodo.3250782
B régulier B très irrégulier
I R ⌘ p/Z = 0.1 PV I R ⌘ p/Z = 0.1 PV
I B0 = Bx = 1µG I B0 = Bx = 1µG
! rL ⇠ 0.1pc ! rL ⇠ 0.1pc
I B/B0 = 0 I B/B0 = 1
I Dk & D?
Charged particle in a turbulent field
Jokipii, ApJ 1966
C. Evoli (GSSI) Phenomenology and Theory of GCP 20/06/2019 24 / 52
C. Evoli (GSSI) Phenomenology and Theory of GCP 20/06/2019 26 / 52
• La Galaxie est remplie par des
B irrégulier
champs magnétiques irrégulier
I R ⌘ p/Z = 0.1 PV
I B0 = Bx = 1µG • Aux énergies où la taille de la
! rL ⇠ 0.1pc
I B/B0 = 0.1 Galaxie est >> libre parcours moyen
I ⇠ O(100) pc on peut traiter la propagation dans
I Dk D?
les champs magnétique comme un
phénomène de diffusion
C. Evoli (GSSI) Phenomenology and Theory of GCP 20/06/2019 25 / 52
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sturbulence,
The nor is there an accepted
interstellar mechanism for containing the thermal press
turbulence
n localized3.1 plasma Diffusion
concentrations. dans le simulations
MHD milieu interstellaire
with the needed fidelity and
n are just arriving (e. g. Figure 2b) and will provide crucial clues for solving this
Figure: C. Evoli https://doi.org/10.5281/zenodo.3250782
“The (second) Great Power-Law in the Sky”
spectre de puissance 3D de la densité d’electrons
les particules sont diffusées par les uctuations
interstellaires en (Jokipii)
fonction du nombre d’onde
de B résonantes à l’échelle du rayons de Larmor
I Turbulence is stirred by Supernova
RM fluctuations typical scale L ⇠ 10 100 pc
coef cient de diffusio
Hα (WHAM) I Fluctuations of velocity
(approximation quasi-linéaire) and magn
Pulsar DM fluctuations
HI cloud
velocities
are Alfvénic
Pulsar dynamic spectra df/dt
+ refractive scintillations
I They have a Kolmogorov ↵ ⇠ 5/
Voyager measurements F est la densité d’énergie des uctuations de B,
quispectrum
a un spectre (density is a passive
de loi de puissance → trac
Le coefhascientthe
de diffusion
same aspectrum:
un spectre de loinde
e ⇠ B
Pulsar scintillation:
Strong ISS (meter λ) puissance en fonction de la rigidité (impulsion/
P3N = 10–2.79(mq)–11/3
Weak ISS (cm λ) charge) des particules
Decorrelation BW
+ angular broadening 2 (k) ✓
Valeurs typiques pour ⌘ h Bi
le milieu interstellaire 2 ⌘B
Voyager W (k)dk 2
=
B0 3 k0
1000 AU
1 kpc
REarth
1 AU
1 pc
La
Ivaleur de δ est
where assezLincertaine
kaussi 1 and : the est
δ=1/2level
0 =possible. of
turbulence is
Z 1
L. Tibaldo - OMP/IRAP
⌘B = dk W (k) ⇠ 0.1 ÷ 0
Electron-density (a)
fluctuations in the ISMPARC (b)
k0
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n
fl
fl3.1 Modèle de diffusion avec halo
• Les rapports secondaires/primaires indiquent que la
densité de colonne traversée → distance parcourue
>> taille de la Galaxie (cohérent avec diffusion
Figure: P. Blasi
• Les secondaires radioactives nous donnent un horlog
• 10Be, durée de vie moyenne 2.16 ×106 an
H'
• produit avec abondance similaire à l’isotope Rd'
stable 9Be, après 3 ×106 ans rapport 0.25, valeur disc
2h'
mesurée ~0.1
• temps de residence plus longue, pour preserver
la densité de colonne il faut que le cosmiques se Halo
Particle esc
propagent dans un milieu à faible densité hors le
disc = halo All sources are assumed to be in the disc and are assumed to be SN
which explode in the Galaxy at a rate R per unit time
• Modèle à hal
• rayons cosmiques injectés dans le disque de la
Galaxi
• diffusion dans l’halo avec épaisseur
H ~ 4-10 kpc >> hauteur du disque h ~ 150 p
• échappement au bord de l’halo
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c
)
e3.1 Modèle de diffusion : signatures spectrales
Secondaire
Equation de diffusion Source = primaires après propagation
Solution stationnaire
Phenomenology of cosmic-ray transport
Primaires Figure: C. Evoli https://doi.org/10.5281/zenodo.3250782
AMS-02
secondary / primary
Pour spectre à la source de loi de puissance
10 1
(pente -p) et un coef cient de diffusion qui
varie comme une loi de puissance (pente δ
• la pente du spectre propagé est -p-δ, plus
molle que pour le spectre d’injectio 10 gr/cm2 (R / 10 GV) 1/3
• p.e., pour p=2.3 et δ=1/3, le spectre Li/C [x 1.4]
propagé a une pente de ~2.6 Be/C [x 2.6]
B/C
10 2
101 102 103
R [GV]
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s
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n
)3.2 Interactions et pertes d’énergie
• interactions avec atomes (excitation, • interactions avec photons
ionisation, scattering Coulomb
• noyaux: photoproduction de particules
(pions, pairs, …
• interactions avec noyau
• noyaux: spallation, interactions • leptons: photoproduction de pairs,
Compton invers
hadroniques avec production de
particules secondaires (pions, Delta, …
• interactions avec champs magnétiques:
synchrotron, radiation de courbur
• leptons: Bremsstrahlun
processus d’interaction radiatifs • pertes adiabatiques ( uidodynamique,
cosmologique)
production de radiation électromagnétique detectable
B
γ
γ e
γ γ
π0 e
P
(K0,η,..) γ
e B
N γ
γ
P π0
e γ
N
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)
e
fl
g
x
:
)
e
:
)3.2 Exo 3 : production de particules
secondaires et mécanisme GZK
Calculer l’énergie seuil (énergie minimale) qu’un proton (masse 1 GeV/c2) doit avoir
pou
a. produire un pion neutre (masse 135 MeV/c2) en interagissant avec un proton à
repo
b. produire un Δ+ (masse 1.23 GeV/c2) en interagissant avec un photon du fond diffus
cosmologique (temperature 2.7 K) qui se propage dans la direction opposée à celle
du proton
Solutions: a) 1.28 GeV, b) 1.3 ×1020 eV.
La section ef cace de la production du Δ+ devient très élevé en proximité de ce seuil
(resonance
→ Limite de Greisen–Zatsepin–Kuzmin (GZK): si les rayons cosmiques de
ultra-haute énergie sont des protons de provenance extragalactique on attend une
coupure du spectre à ~1020 eV
Une coupure à ces énergies a été observée, mais on ne connait pas la composition
pour identi er la coupure avec le mécanisme GZK.
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r
s
)
fi
fi
.3.2 Production de pions
γ
• produits dans les collisions inélastiques nucleon-nucleon π0
P
(K0,η,..) γ
• le pion neutre π0 décroît en émettant 2 photons gamma
avec une durée de vie de 8.4 ×10-17 s N
• les pions chargés décroissent en muons + neutrinos
avec une durée de vie de 2.6 ×10-8 s, ensuite les muons
décroissent en electrons/positrons + neutrinos avec
une durée de vie de 2 ×10-6
• ce processus est une source importante
d’electrons et positrons dans le rayonnement
cosmique, voir potentiellement la source
principale des positrons
• les neutrinos, si détectés, con rment la presence
des noyaux relativiste, les gammas produits par
les pions neutres sont dif ciles à distinguer de
l’émission leptonique (Bremsstrahlung, Compton)
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC 30 of 48
fi
s
fi3.2 Section ef cace de production gamma
dans les collisions nucleon-nucleon Spectrum o
33 RD I NTERNATIONAL C OSMIC R A
Dermer 2013
2
10
• processus principal : p + p → p + p + π0
• énergie seuil Ep = 1.28 GeV, ou énergie
cinétique Tp = 0.28 Ge 1
ζ σ (mb)
ζ σ (mb)
10
• autres processu
π0 π0
• autres mesons neutres, p.e., σ(π0)
Δ(1238)
0
10 N*(1410)
• production resonante de hadrons, p.e. Δ N*(1518)
N*(1688)
N*(2190)
• à hautes énergie la section ef cace a une
dependance faible de l’énergie -1
10
1 10 100 1000
T (GeV)
p
Figure 1: Cross section data for inclusive π 0 and resonance prod
(red points) are from [18, 7], and cross-section data for single π
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC
are taken from [12] and references therein.31Component
of 48 and tota
curves for models of [6] and [11], respectively. (right) Inclusive
s
V
fi
K
fi
+3.2 Spectre des rayons gamma produits
de la décroissance des pions
• dans le référentiel du pion l’énergie du gamma est
la moitié de la masse du pio
• l’emission des gamma dans le référentiel du pion est
isotrope (uniforme en dcosθ’
• l’énergie du gamma dans le référentiel de
l’observateur est uniforme dans un intervalle log-
symétrique autour de moitié de la masse du pion
• pour une population des protons avec spectre de
loi de puissance avec pente p le spectre des gamma
à hautes energies (section ef cace ~plate) a ~ la
même pente p
log dNγ/dEγ
log Jp
Ep-p Eγ-p
log Ep mπ0/2 log Eγ
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n
fi
)3.2 Processus radiatifs leptoniques
Processus Longueur d’onde Puissance Spectre* Energie max*
B loi de puissance
Synchrotron radio - X
γ s =(p+1)/2
e γ superp. lois de puissance
Bremsstrahlung X - gamma Emax
s entre p-1 et p+1
e
N
loi de puissance
e Compton inverse X - gamma , Emax
γ s =(p+1)/2
* Spectre d’électrons loi de puissance avec coupure à Ema
σT séction ef cace Thomson 6.65 10-25 cm2 Luminosité de la Voie Lactée depuis Strong 2010
radiation des étoiles et
nuages interstellaire
(cible Compton inverse) total hautes énergies
• les processus d’interaction pour les electrons de
haute énergie sont surtout radiatifs et rapides→ plus désintégration pions
produits par RC
ef caces que les noyaux dans la production de
radiatio
synchrotron RC
• la modélisation demande de connaitre les cibles :
champs magnétiques, matière, champs de radiation
Compton inverse RC
Bremsstrahlung RC
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fi
n
fi
s4 - Les rayons cosmiques dans le système
solaire et l’atmosphère
34the heliosheath. The waviness becomes compressed in the inner heliosheath as the outward flow
decreases across the TS. It should also spread in latitudinal and azimuthal directions in the nose
4.1 Héliosphere et magnetosphere terrestre
of the heliosphere. A schematic presentation of how the waviness of the HCS could di↵er from the
nose to the tail regions of the heliosphere is shown in Figure 3. The dynamics of the HCS in the
inner heliosheath was investigated by Borovikov et al. (2011) amongst others.
Jan10
• Solei 0
10 Jul09
• acceleration de particules <
[part. (m2 s sr MeV)−1]
Jan09
Differential intensity
100 MeV/nu 10
−1
Jul08
• vent magnétisé qui affecte les Jan08
particules de faible énergi
−2
10
Jul07
➡ RL < taille heliosphere 10
−3
Jan07
(R < 100 GV Jul06
−1 0 1
10 10 10
➡ modulation suivant le Kinetic Energy [GeV]
cycle solaire de 11 an Figure 25: Proton spectra, averaged over one Carrington rotation, as observed by the P
space instrument from July 2006 to the beginning of 2010 (see the colour coding on the le
spectrum at the end of December 2009 was the highest recorded. See Adriani et al. (20
➡ premières mesures
Figure 3: Adu also Potgieter et al. (2013).
schematic presentation of how the waviness of the HCS could di↵er ideally from the
spectre nonnose
modulé
to the par la
tail regions of the heliosphere. The waviness depicted here corresponds to moderate
sonde Voyager
solaràactivity.
140 AU For=an elaborate illustration of the dynamics of the HCS obtained with MHD models,
see, e.g., Borovikov et al. (2011). Image reproduced by permission from Kóta3 (2012), copyright by
0.7 mpc du solei
Springer.
PAMELA Des07/Nov06 ratio
PAMELA Des08/Nov06 ratio
Ratio of differential intensities
2.5 PAMELA Des09/Nov06 ratio
• Le champ magnétique Draketerrestre
et al. (2010) suggested the compacted HCS could lead to magnetic reconnection, oth-
Computed 07/06 ratio
Computed 08/06 ratio
relative to 2006
dé échit et trappes particules
erwise, < so densely wrapped that the distance between the2wavy layers becomes
it could become
Computed 09/06 ratio
Protons at Earth (A < 0)
100 MeV : ceintures de Van Allen
less than the gyro-radius of the CRs, which may lead to di↵erent transport-e↵ects. The behaviour
of the HCS in the nose and tail directions of the heliosheath, and its role in transporting CRs,
(aurores boréales) 1.5
is a study in progress (e.g., Florinski, 2011). It appears that the heliosheath may even require
additional transport physics to be included in the next generation of transport models. What
1
−1 0 1
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC
7
10 10
35[GeV]
Kinetic energy of 4810
fl
l
c
)
l
s
e4.2 Gerbes atmosphériques
• au dessous de 30 km la densité de materiel
est > 10 g/cm2 hautes probabilités
d’interaction
• interactions multiples avec production de
nouvelles particules → formation des gerbe
• le nombre monte et l’énergie baisse jusqu’à
un maximum, où les particules peuvent
perdre complètement leur énergie ou
arrêtent de produire de nouvelles particule
• dans les gerbes produites par un noyau on a
des particules produites à grands angles → la
taille de la gerbe au sol peut atteindre
plusieurs km
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC 36 of 48
s
s4.2 Exo 4 : les muons atmosphériques
Trouver la distance moyenne parcourue par un pion d’énergie 1 GeV avant de décroître
dans le processu
π+ → μ+ + νμ
et determiner l’énergie maximale du muon produit dans la désintégration du pion
Trouver ensuite la distance moyenne parcourue par le muon avant de décroître
Valeurs : masse du pion 140 MeV/c2, vie moyenne du pion 26 ns, masse du muon 106 MeV/
c2, vie moyenne du muon 2.2 μs. Considered la masse du neutrino comme négligeable
Solution: 55 m, 0.998 GeV, 6.2 km
Les muons relativistes parcourent des longues distances avant de décroître. Aux hautes
énergies la distance moyenne est plus grande que la profondeur de l’atmosphere. Par
consequent le rayonnement cosmique au niveau de la mer est constitué principalement
des muons et neutrinos.
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC 37 of 48
s
.
.
.
.4.2 Rayons cosmiques dans l’atmosphère 8 30. Cosmic rays
Altitude (km)
15 10 5 3 2 1 0
10000
1000
• la composante principale du rayonnement
[m–2 s–1 sr–1]
_
cosmique primaire (p) disparait, et au dessous νµ + ν µ
de ~ 7 km les particules secondaires sont plus 100 µ+ + µ −
nombreus
• le processus dominant est la production et la
10
décroissance de pions p+n
Vertical flux
• les composantes principales au niveau de la mer
sont muons et neutrinos (probabilités 1
d’interaction faibles) e+ + e−
π+ + π −
0.1
PDG 2017
0.01
0 200 400 600800 1000
Atmospheric depth [g cm–2]
Figure 30.4: Vertical fluxes of cosmic rays in the atmosphere with E > 1 GeV
estimated from the nucleon flux of Eq. (30.2). The points show measurements of
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC negative muons with Eµ > 1 GeV [41–45].
38 of 48
e5 - Méthodes d’observation
(et quelques résultats saillants des dernières
années)
39
s5.1 : Mesures directes
Le détecteur AMS-0
sur la station spatiale internationale
• Détecteurs qui mesurent directement les propriétés
des particules
• Il faut sortir de l’atmosphere terrestre : ballons ou
satellites
• Affectés par la modulation solaire, sauf Voyage
• Peuvent combiner different types de détecteurs
pour mesurer
• rigidité (champs magnétique
• énergi
• charge
• …
• Donc arrivent à mesurer le spectre en énergie de
différents elements et isotope
• Limité par la taille des détecteurs
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC 40 of 48
e
)
2
)
s
r5.1 Example : le puzzle des positrons
AMS02 P. Lipari https://doi.org/10.5281/zenodo.1255103 CREAM p data
• Le spectre des e+ mesuré récemment
ressemble beaucoup au spectre des p et
anti-
• Interpretation conventionnelle : les e+ et
anti-p sont secondaires produits par les
interactions des p dans le milieu
interstellair
• produits avec le même spectre que
les p (comme pour les γ
• temps de residence de 10 Myr : la
diffusion et les pertes en énergie
rendent le spectre des e+ plus mou
des p et anti-p
angle averaged difuse Galactic gamma ray fux (Fermi)
Hypothèses alternatives
• sources supplémentaires de e+ (pulsars, matière noire, …
• le temps de residence est très court (pas de pertes en énergie) → grammage accumulé dans des
régions très denses (mais alors aussi la difference entre e- et p est due aux sources et pas aux
pertes en énergie …)
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC 41 of 48
p
e
)
:
)5.2 Mesures de gerbes atmosphériques
• Mesurent les produits des gerbes atmosphérique
• particules au so
• produits des interactions des particules avec l’atmosphere (p.e. uorescence
• Sont plus ef caces au très hautes énergies grace aux grandes surfaces
• Mesurent la direction d’arrivée des particules et leur énergie, mais les indications sur la
composition sont très limitées
• Aux ultra-hautes énergies (rayon Larmor > taille Galaxie) peuvent montrer les anisotropies liés
au sources
Schema de l’Observatoire Pierre Auger en Argentine
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC 42 of 48
fi
l
s
fl
)5.2 Example : anisotropie des directions
d’arrivée8 mesurée par Auger
Auger collaboration, The Astrophysical Journal Letters 2018
Forte anisotropie, possible
correlation avec galaxies à
ambée d’étoiles proches
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC 43 of 48
fl5.3 Mesures indirectes : rayons gammas
Le telescope spatial Fermi
• Techniques de detections très ef caces et avancée
• telescopes spatiaux : utilisent l’effet
photoélectrique, la diffusion Compton, ou la
creation des pairs electron+positron selon
l’énergi
• telescopes au sol : mesurent les produits des
gerbes dans l’atmosphère, soit les particules
directement, soit la lumière Cherenkov
• Souvent compliqué de séparer l’emission des
noyaux and des electrons
Le ciel gamma > 1 GeV vu par Fermi
L’observatoire Cherenkov Telescope Array (en construction)
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC 44 of 48
e
fi
s5.3 Example : protons dans le disc galactique
Version April 22, 2021 submitted to Universe 24 of 61
measurements generally exceed expectations based on the local CR spectrum and there
1064
is now firm evidence of emission from CRs up to the knee, there are tensions between
• Densités et spectre des1065
protons
1066
dans le disque galactique déduits de l’émission γ
observations with different instruments [247] and better constraints on the unresolved
source contribution become key to use TeV data to investigate CR properties such as the
• densités augmentée1067
1068
d’un facteur 2-3 a 3-5 kpc du centre de la Voie Lactée, suivant les
spectral hardening in the inner Galaxy [248]. At the same time, upcoming measurements
densités des sources
1069
(restes
with CTA and de LHAASO
supernova [249,250], and, possibly, SWGO will provide much improved
sensitivity, and enable an even higher complementarity with neutrino measurements.
• spectre plus dur dans la partie interne du disc : diffusion non linéaire, spectre de
1070
turbulence variable dans le disc, …of???the gradient problem and inner-Galaxy hardening
4.1.2. Implications
1071
Tibaldo et al. 2021 Universe
Figure 3. Top panel: gamma-ray emissivity/CR proton density as a function of Galactocentric radius derived for the entire
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC
Milky Way using ring analyses [230–232], for the outer Galaxy 45 of
[206,207], and for a sample of giant molecular clouds [234]. 48
)5.3 Mesures indirectes : neutrinos
• Très dif ciles à detecte
• probabilités d’interaction
faibles (très grand
détecteurs
• separation des neutrinos
atmosphérique
• Montrent avec certitudes la
presence de noyaux relativistes
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC 46 of 48
fi
)
s
r5.3 Example : neutrinos extraterrestres
Diffuse Neutrino Flux detected!
• Récemment Icecube a détecté des
neutrinos d’origine extraterrestre : fond
diffus ou sources individuelles
• En 2017 un neutrino détecté dans la
direction d’un trou noir supermassif au
centre d’une galaxie lointaine au même Similar
-9 energies in gamma rays,
eV keV MeV GeV TeV PeV
moment d’une augmentation soudaine neutrinos & cosmic rays injected
Leptonic into Gao+
Photons
2019
our Hadronic
Universe!
de la luminosité gamma Muon Neutrinos Page 13
log10 (E 2dN/dE / erg cm-2s-1)
GeV-γ
-10
Optical
TeV-γ
-11
X-ray
Absorbed
hard during
soft propagation
-12
-13
10 15 20 25 30
log10(Frequency/Hertz)
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC 47 of 48
?5.4 Example : le problème de l’antimatière
• Le modèle standard de la physique de particules
prédit un comportement (presque) symétrique entre
matière et antimatière MAIS l’Univers entier ne
contient que des traces d’antimatièr
• AMS-02 détecte (peut être) environ un noyau d’anti-
He par a
• plusieurs ordres de grandeur en dessus de ce
qui est produit par les collisions dans le milieu
interstellair
• pourrait indiquer la presence d’un domain
proche d’antimatièr
• 14 antiétoiles candidates trouvées parmi les sources Dupourqué et al. 2021 PRD
75°
détectées par Fermi → limites supérieures sur la 60°
Energy flux, 100 MeV - 100 GeV [erg cm°2 s°1 ]
10°10
densité maximale autour du système solaire 45°
30°
15°
150° 120° 90° 60° 30° 0° -30° -60° -90° -120° -150° 10°11
0°
-15°
-30°
-45° 10°12
-60°
L. Tibaldo - OMP/IRAP PARC -75° 48 of 48
n
e
e
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