Les rayons cosmiques et la Terre

Les rayons cosmiques rencontrent, sur leur chemin vers la surface de la Terre, le champ magnétique de la Terre et, s’ils réussissent à aller plus loin, l’atmosphère. Le champ magnétique est déterminé par les courants électriques au cœur de la Terre et par le vent solaire. Les rayons cosmiques venant de l’extérieur suivent des trajectoires complexes dans le champ magnétique et peuvent même être empêchés d’accéder à l’atmosphère, si leur énergie est trop faible. Le filtrage par la Magnétosphère nous donne la possibilité de déduire, en utilisant des moniteurs à neutrons à différents endroits, les spectres et directions d’arrivée des rayons cosmiques.

Lorsqu’un rayon cosmique entre dans l’atmosphère, il rencontre des atomes et molécules, notamment l’azote et l’oxygène. Les collisions créent des particules secondaires de différentes énergies. Certaines peuvent atteindre le sol, où l’on peut les mesurer et en déduire les propriétés des rayons cosmiques primaires. Les moniteurs à neutrons sont l’un des types d’instruments utilisant cette technique.

Les rayons cosmiques et la Magnétosphère

La magnétosphère terrestre

La Terre possède un champ magnétique, engendré par les courants électriques dans son cœur. Si la Terre était entourée de vide, le champ magnétique au-dessus de sa surface ressemblerait à celui d’un aimant barré, un dipôle, situé légèrement en dehors du centre de la Terre et incliné par rapport à son axe de rotation. Cette image décrit effectivement le champ magnétique jusqu’à une distance d’environ cinq fois le rayon terrestre. Mais la Terre est exposée au flot continu de particules chargées qu’est le vent solaire. Ce flot comprime les lignes de champ magnétique de la Terre sur son côté orienté vers le Soleil et les étend dans une longue queue magnétique du côté opposé. Les lignes de force du champ magnétique sont représentées par les gros traits bleus dans la figure (source: ESA). Elles constituent un système presque fermé autour duquel s’écoule le vent solaire, comme l’indiquent les traits légers. On appelle la cavité que le champ magnétique de la Terre crée ainsi dans le vent solaire la Magnétosphère (notez que l’inclinaison du dipôle terrestre n’est pas représentée dans cette figure).

Le bord orienté vers le Soleil de la Magnétosphère se situe à une distance entre 10 et 12 fois le rayon terrestre du centre de la Terre, alors que la queue de la magnétosphère s’étend sur au moins 100 rayons terrestres dans la direction anti-solaire, sous la forme d’un cylindre avec un diamètre de 60 rayons terrestres. Cette configuration est engendrée par l’écoulement du vent solaire. La Magnétosphère ne participe pas à la rotation de la Terre, mais le corps de la Terre effectue sa rotation diurne par rapport à la Magnétosphère. Pour cette raison, le côté de la Magnétosphère tourné vers le Soleil est au-dessus de nous au midi local, tandis que nous regardons vers la queue de la Magnétosphère à minuit. Comme l’axe du dipôle magnétique de la Terre est incliné par rapport à son axe de rotation, le champ magnétique varie de façon complexe au cours de la journée à un endroit géographique donné, même lorsque les conditions du vent solaire sont stables. D’autres variations sont introduites par la variation du vent solaire, comme nous allons le voir plus loin.

Particules chargées et champs magnétiques

Une particule chargée électriquement a une trajectoire déterminée par le champ magnétique. La force magnétique est orthogonale à la fois au champ magnétique et à la vitesse de la particule. Une particule se propageant le long d’une ligne de force magnétique droite ne ressentira donc pas de force magnétique. Tandis qu’une particule qui se propage dans un plan perpendiculaire à cette ligne de force est forcée par le champ magnétique sur une orbite circulaire. Dans le cas général d’un mouvement avec des composantes parallèle et perpendiculaire à la ligne de force magnétique, la trajectoire de la particule sera composée d’un mouvement le long du champ magnétique et d’un mouvement circulaire dans le plan orthogonal. La forme de cette trajectoire est donc une hélice.

Ce dessin schématique montre comment un proton se meut autour d’une ligne de force magnétique. Le rayon de son orbite circulaire dépend du champ magnétique et de l’énergie de la particule: le rayon est d’autant plus petit que le champ magnétique est fort et que l’énergie de la particule est faible. Si le champ magnétique est faible ou l’énergie de la particule très élevée, la particule ignorera le champ magnétique et se propagera en ligne droite. Comme les protons, les électrons sont soumis à la force magnétique, mais puisque leur charge est négative, ils tournent autour du champ magnétique en sens opposé. De plus, comme leur masse est moindre, le rayon de leur orbite est plus petit que celui du proton.

Trouvez ici une description mathématique (en Anglais) du mouvement d’une particule chargée dans un champ magnétique. Essayez de jouer au bowling magnétique à http://www.spaceweathercenter.org/amazing_plasmas/01/magnetobowling.html.

Particules chargées et magnétosphère terrestre

Nous pouvons utiliser le raisonnement ci-dessus pour comprendre le comportement d’une particule chargée à l’approche de la magnétosphère de la Terre. Le dessin montre une vue schématique de la Terre par un observateur au-dessus de son pôle nord. Nous pouvons utiliser un modèle très simple du champ magnétique terrestre pour commencer à comprendre la façon dont il affecte les rayons cosmiques. Dans cette figure, le champ magnétique, symbolisé par les cercles bleus, pointe hors du plan du dessin, vers le lecteur. Afin de faciliter le raisonnement, nous supposons que la particule voyage dans le vide, sans aucun champ magnétique, avant de rencontrer la Magnétosphère à une certaine distance de la Terre. Il y a évidemment du champ magnétique dans l’espace interplanétaire, mais il est bien plus faible que dans la Magnétosphère, et nous n’avons pas besoin d’en tenir compte ici.

En fonction de l’énergie de la particule incidente (ou de sa rigidité magnétique), elle effectuera l’un des trois types d’orbites suivants (nous prenons pour cette illustration le cas d’un proton):

• Si le proton arrive avec une très haute énergie, il se propagera pratiquement en ligne droite jusqu’à l’atmosphère.
• Si l’énergie du proton est trop faible (E < E₀), sa trajectoire sera courbée par le champ magnétique en un demi-cercle dont le rayon est si petit que le proton n’atteindra pas l’atmosphère. Il effectuera la moitié d’une orbite autour de la ligne de force et se trouvera ainsi de nouveau en dehors de la Magnétosphère. Ceci signifie que le proton sera réfléchi vers l’espace interplanétaire.
• Les particules à énergie intermédiaire atteindront l’atmosphère sur une trajectoire courbe. La courbure est d’autant plus forte que l’énergie de la particule est faible, jusqu’à la coupure géomagnétique E₀ (Anglais : geomagnetic cutoff) – énergie au-dessous de laquelle aucun proton n’atteint l’atmosphère. On note qu’au lieu de parler d’énergie, on aurait pu parler de rigidité magnétique.

L’action du champ magnétique terrestre dépend de la latitude où la particule rencontre la Magnétosphère et de son angle d’inclinaison : au voisinage de chaque pôle du champ magnétique terrestre, il y a une petite région où les lignes de force sont plus ou moins radiales. Si la particule arrive là, avec une direction également radiale, elle accèdera directement à l’atmosphère, sans aucun obstacle magnétique. Dans le plan équatorial, où le bouclier magnétique est le plus efficace parce que la trajectoire de la particule arrivant en direction radiale est perpendiculaire à la direction du champ magnétique, l’énergie de coupure E₀ est maximale. Des particules ayant des énergies juste un peu plus élevées que la coupure peuvent avoir des trajectoires très complexes avant d’atteindre l’atmosphère. Cette figure montre des trajectoires calculées par ordinateur (code MAGNETOCOSMICS, L. Desorgher, Univ. de Berne) pour différentes énergies de la particule incidente, en ordre décroissant pour les courbes étiquetées de (1) à (5). La courbe (5) illustre bien les trajectoires complexes qu’effectuent dans la Magnétosphère les particules dont l’énergie est proche de la coupure géomagnétique.

Lorsqu’on interprète les mesures des particules du rayonnement cosmique depuis la Terre, il faut tenir compte des trajectoires complexes dans la Magnétosphère : des instruments comme les moniteurs à neutrons comptent toutes les particules dont l’énergie dépasse un seuil E₀ défini par la position sur Terre et l’état du champ magnétique terrestre. La plus forte contribution au taux de comptage provient des rayons cosmiques arrivant dans la direction verticale en haut de l’atmosphère. Les particules arrivant à un angle par rapport à la verticale produisent également des particules secondaires, mais leur parcours pour atteindre la surface est plus long, et le nombre de particules atteignant le sol est diminué. Le dessin montre que la direction d’arrivée sur la Magnétosphère des rayons cosmiques (ici : protons) atteignant un point donné en haut de l’atmosphère dépend de leur énergie : plus l’énergie est faible, plus éloignée est la direction initiale d’arrivée de la direction radiale à l’endroit de l’instrument. Dans le plan équatorial, les directions d’arrivée des particules sont décalées de plus en plus vers l’est quand l’énergie de la particule décroît. On trouvera une discussion plus détaillée des directions d’arrivée (en Anglais) ici.

Cette figure montre une carte des énergies de coupure des rayons cosmiques, telle qu’elle est calculée en temps réel à l’Université de Berne. Les couleurs rouges aux bords de cette carte montrent les régions où des protons avec des énergies inférieures à 125 MeV peuvent parvenir en haut de l’atmosphère (20 km au-dessus du niveau de la mer), tandis que des énergies dépassant 15 GeV (couleur verte à l’intérieur du contour fermé) sont requises dans les régions équatoriales au-dessus de l’Asie du Sud. Les contours d’égale énergie de coupure sont des lignes courbes dans cette représentation, parce que l’axe du champ magnétique terrestre est incliné par rapport à l’axe de rotation. On note que l’énergie minimale requise pour atteindre l’atmosphère est d’autant plus élevée qu’on s’approche de l’équateur. Les énergies de coupure sont plus élevées à l’intérieur du contour fermé au-dessus de l’Asie du Sud, parce que le dipôle magnétique de la Terre est un peu excentré, et se trouve plus près de l’Asie du Sud, et plus éloigné de la région opposée du globe terrestre, au-dessus de l’Océan Atlantique ouest.

La magnétosphère terrestre introduit donc deux types d’effets importants pour les mesures des moniteurs à neutrons:

• la coupure aux basses énergies (ou basses rigidités magnétiques),
• les directions d’arrivée asymptotiques des particules incidentes.

Les deux paramètres dépendent de la localisation géographique (ou plutôt géomagnétique) du moniteur à neutrons. En mettant ensemble les mesures de différents moniteurs à neutrons sur la Terre, nous pouvons donc obtenir des informations sur le spectre d’énergie des rayons cosmiques primaires et sur leurs directions d’arrivée dans l’espace, avant la rencontre avec la magnétosphère de la Terre.

La magnétosphère variable

Nous avons vu ailleurs que le vent solaire n’était pas un écoulement stationnaire, mais qu’il comprenait des composantes lente et rapide, ainsi que des perturbations supplémentaires dues aux éjections coronales de masse. Tous ces phénomènes affectent la magnétosphère de la Terre, puisqu’ils rendent la pression du vent solaire sur le champ magnétique de la Terre variable. Tandis que la frontière de la Magnétosphère tournée vers le Soleil est en temps calme à une distance d’environ dix fois le rayon terrestre, elle peut s’approcher jusqu’à six rayons terrestres lorsqu’un puissant événement interplanétaire frappe la Magnétosphère. Le faible champ magnétique interplanétaire, qui est en général séparé de celui de la Magnétosphère, peut dans certaines conditions se reconnecter avec le champ magnétosphérique. De cette façon des particules du vent solaire pénètrent dans la Magnétosphère. Les conditions variables du vent solaire font donc varier la configuration de la Magnétosphère et aussi les conditions de propagation des rayons cosmiques avant leur accès à l’atmosphère.

Les rayons cosmiques et l’atmosphère

Lorsqu’une particule du rayonnement cosmique entre dans l’atmosphère de la Terre, elle rencontre un nombre croissant d’atomes et molécules, notamment l’azote et l’oxygène. Tôt ou tard la particule de haute énergie entrera en collision. Elle peut interagir aussi bien avec le nuage électronique des particules de l’atmosphère (diamètre 10^-10 m pour un atome) qu’avec le noyau atomique, qui est bien plus petit (diamètre 10^-14 m).

A cause de la surface plus grande du nuage électronique et de la portée des interactions, la plupart des collisions a lieu avec le nuage électronique. Des électrons sont arrachés aux molécules et atomes par le champ électrique de la particule cosmique. L’atome ou molécule est donc ionisé. Comme les forces électromagnétiques agissent sur de grandes distances, l’ionisation est un processus fréquent. Mais la particule incidente ne dépense pas beaucoup d’énergie dans une telle collision. Elle continue donc son trajet pratiquement à la même vitesse dans la haute atmosphère.

L’impact d’un nucléon de haute énergie sur un noyau atomique

Les interactions avec un noyau atomique engendrent un grand nombre de phénomènes et de particules nouvelles. Ces particules furent découvertes en grande partie lors des études du rayonnement cosmique, avant de pouvoir être générées dans les grands accélérateurs à particules. Les interactions nucléaires ont une très faible portée, comparable à la taille d’un noyau atomique. Elles sont de ce fait plus rares que l’ionisation. Mais elles affectent très fortement la particule incidente et détruisent le noyau cible.

Une façon très instructive de visualiser ces interactions est l’observation des traces des particules chargées dans un type particulier d’émulsion photographique. La particule ionisante excite les molécules du bromide d’argent le long de son trajet. La plaque photographique développée révèle la trace du parcours de la particule. La figure ci-contre montre un exemple (Figure X.4a du livre de E. Fermi, Nuclear Physics, University of Chicago Press 1950). Nous voyons différentes traces émaner d’un seul point, où se situe le noyau cible. Le nucléon primaire était dans ce cas un proton avec une énergie d’environ 5 GeV, qui se propageait donc à 98% de la vitesse de la lumière. Sa trace est la droite verticale, étiquetée A, dans la moitié supérieure du cliché. Les droites minces émanant du noyau cible vers le bas sont les traces de particules dans un cône étroit autour de la direction d’arrivée du proton primaire de haute énergie. Les traces sont produites par des pions et protons de haute énergie expulsés du noyau cible. Puisque ces particules sont très rapides, les distances entre deux molécules excitées de bromide d’argent sont grandes, et les traces sur le cliché faibles. Les trois droites à traits épais sont les traces de protons plus lents, éjectées dans des directions arbitraires.

Ce diagramme révèle en fait deux types d‘interaction:

• Si l’énergie de la particule incidente est assez élevée, elle frappe un ou deux nucléons individuels à l’intérieur du noyau cible. Soit le choc expulse immédiatement les nucléons frappés (knock-on nucleons), soit il produit une autre particule énergétique, à savoir un pion. Ces particules quittent le noyau avec des énergies qui peuvent s’approcher de celle de la particule incidente. Si le choc a lieu près du ‘côté avant’ du noyau, et si les particules secondaires acquièrent une énergie suffisante, elles peuvent expulser d’autres nucléons lors de leur traversée du noyau : une mini-cascade est ainsi créée à l’intérieur du noyau cible. Ces particules se meuvent essentiellement dans la direction de la particule incidente (conservation de la quantité de mouvement). Tout cela a lieu très rapidement, pendant un laps de temps comparable au temps de traversée du noyau par la particule incidente (étant donnés le diamètre du noyau de 10^-14 m et la vitesse de presque 3x10⁸ m/s de la particule, cela prend moins de 10^-22 s). Cette phase de l’interaction est appelée phase de cascade.
• Le nucléon initial du rayonnement cosmique ou ses fragments restant dans le noyau cible, ont encore un peu d’énergie après le choc initial. Ils la partagent avec les constituants du noyau cible résiduel, au travers de nombreux chocs. Le noyau cible (compound nucleus) se trouve donc dans un état excité. Il évacue son énergie après environ 10^-16 s (c’est à dire un laps de temps un million de fois plus long que le temps requis pour l’expulsion de quelques nucléons durant la phase de cascade!), en émettant des rayons gamma (donc du rayonnement électromagnétique) ou d’autres nucléons. Le retard de cette émission de particules provient du fait que les constituants du noyau résiduel n’ont, au début, pas assez d’énergie pour s’affranchir de la force nucléaire des autres. Mais ils échangent sans cesse de l’énergie, comme les molécules dans un gaz ou un liquide chaud échangent de l’énergie par des collisions mutuelles. A un certain moment l’un des constituants du noyau résiduel peut acquérir assez d’énergie pour s’échapper. On dit que ce noyau léger ou nucléon s’évapore. Les nucléons d’évaporation quittent le noyau atomique dans n’importe quelle direction. La plupart a des énergies de quelques MeV. Cette deuxième partie de l’interaction nucléaire est appelée phase de désexcitation ou phase d’évaporation.

Une cascade de rayons cosmiques dans l’atmosphère de la Terre

Lorsque la particule incidente du rayonnement cosmique frappe un atome ou une molécule de l’air, elle produit de nombreuses particules secondaires. S’il s’agit d’un ion lourd, la particule sera cassée en des noyaux plus légers, des protons ou neutrons. Toutes ces particules continuent le mouvement vers le bas et peuvent, pourvu que leur énergie soit suffisante, interagir de nouveau avec des molécules de l’atmosphère. Cela engendre une cascade de rayons cosmiques. A force de pénétrer de plus en plus profondément dans l’atmosphère, les particules perdent de plus en plus d’énergie. La particule cosmique primaire doit avoir une énergie d’au minimum 450 MeV afin de produire (indirectement) des secondaires détectables au niveau de la mer. Il faut aller dans la haute montagne ou utiliser des avions, ballons ou satellites pour détecter des traces de rayons cosmiques primaires de moindre énergie.

Cette figure montre le schéma d’une cascade typique de rayons cosmiques. Le dessin provient de l’article de Simpson et al. (1953, Phys. Review 90, 934). Regardons les réactions individuelles depuis le premier impact aux produits de désintégration arrivant au sol:

• Parmi les particules produites lors de l’impact de la particule cosmique primaire figurent des pions chargés (π^±) et neutres (π⁰). Ce sont des particules ayant des masses intermédiaires entre l’électron et le proton. Ces particules sont instables : les pions neutres se désagrègent en photons du rayonnement gamma (γ), qui peuvent de leur côté produire des paires électron-positron (e^±); les pions électriquement chargés se désagrègent en muons (μ^±), qui peuvent aussi produire des électrons et positrons. Quelques muons effectuent des interactions nucléaires et produisent ainsi des neutrons (n).

• Une autre branche de réactions nucléaires engendre des nucléons rapides, à savoir des neutrons (N) et protons (P), avec un spectre d’énergie large s’étendant jusqu’à l’énergie du nucléon incident. Si leur énergie est suffisante, elles peuvent interagir avec d’autres noyaux de l‘air. Des nucléons d’évaporation, neutrons (n) et protons (p – les lettres minuscules indiquent qu’il s’agit de particules de basse énergie par rapport à la particule incidente) sont créés à chaque étape de réaction, avec des énergies de quelques MeV.

Les particules produites lors de cette cascade vont toutes interagir plus ou moins avec l’atmosphère. Les muons ont la probabilité d’interaction la plus faible. Ils sont de ce fait le constituant le plus abondant des rayons cosmiques secondaires au niveau de la mer. Des protons et neutrons d’évaporation effectuent des collisions avec les noyaux de l’air et perdent ainsi leur énergie. Les protons perdent de plus leur énergie par l’ionisation, en expulsant des électrons des atomes et molécules de l’atmosphère. Les protons subissent donc des pertes plus importantes d’énergie en l’air que les neutrons. A des énergies au-dessous de 2 GeV ils sont bien moins abondants au niveau de la mer que les neutrons.

Les ondes électromagnétiques et les électrons forment la troisième composante du rayonnement cosmique que l’on peut observer depuis le sol. On l’appelle la composante électromagnétique.

On peut distinguer parmi les détecteurs de rayons cosmiques au sol différents groupes, selon la composante des particules secondaires qu’ils mesurent: nucléonique (des protons et neutrons), muonique (les muons) et électromagnétique (des photons, électrons, etc). Les moniteurs à neutrons détectent principalement la composante nucléonique, indiquée par N et P dans le schéma de la cascade, au travers de leur production de neutrons supplémentaires dans le producteur en plomb de l’appareil. Un dispositif spécifique empêche l’entrée dans le détecteur des nucléons d’évaporation n et p produits dans l’atmosphère près du moniteur.