RAYONNEMENT COSMIQUERayons cosmiques

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Génération d'une grande gerbe

Génération d'une grande gerbe
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Aurore polaire

Aurore polaire
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Rapport des abondances des éléments entre R.C.S et M.G.L.

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Flux des protons

Flux des protons
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Spectres d'énergie des rayons cosmiques

L'énergie des rayons cosmiques est considérablement plus élevée que celle des particules qui sont accélérées par les étoiles éruptives. Cette énergie considérable est même la caractéristique la plus mystérieuse des rayons cosmiques : une seule particule – un noyau d'hydrogène, par exemple – peut transporter quelques 1020 électronvolts, soit quelques dizaines de joules, c'est-à-dire une énergie macroscopique ! Le flux différentiel J(E), exprimé en particules par mètre carré, par seconde et par gigaélectronvolt, varie avec l'énergie E comme Eγ (loi de puissance). La figure 3 schématise son allure entre 107 et 1020 électronvolts. L'exposant γ reste sensiblement égal à 2,1 jusqu'à 1015 électronvolts environ, puis augmente pour atteindre 2,7 entre 2 . 1015 électronvolts et 1019 électronvolts environ. Au-delà, les données sont plus imprécises, mais γ semble diminuer à nouveau. Notons qu'aux énergies supérieures à 1014 électronvolts il n'est plus question de séparer les différents éléments ou groupes d'éléments, comme c'est le cas à plus basse énergie. Les particules sont détectées par les grandes gerbes qu'elles produisent dans l'atmosphère, et seule l'énergie totale peut être mesurée. La nature des particules les plus énergiques n'est donc pas connue, ce qui affecte l'interprétation quant au confinement et à l'origine de ces particules.

Flux des protons

Flux des protons

Dessin

Distribution du flux des protons du rayonnement cosmique par intervalle d'énergie en fonction de l'énergie (en coordonnées logarithmiques). L'énergie maximale (et la circonférence) des accélérateurs de protons existants ou en projet est indiquée à titre de comparaison. 

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Alors que le flux atteignant la Terre ne dépasse pas 2 ou 3 particules de 1020 électronvolts par kilomètre carré et par siècle, il atteint 2 protons de quelques gigaélectronvolts (109 eV) par centimètre carré et par seconde au maximum du spectre. Aux énergies inférieures à 109 électronvolts, le flux de rayons cosmiques atteignant l'orbite terrestre décroît progressivement ; ce phénomène est appelé modulation solaire car c'est le champ magnétique associé au vent solaire qui interdit (plus ou moins, selon le niveau d'activité solaire) l'entrée des rayons cosmiques de basse énergie dans le système solaire.


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Écrit par :

  • : docteur ès sciences, ingénieur physicien à l'Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers du Commissariat à l'énergie atomique
  • : directeur de recherche au CNRS, centre de physique théorique de l'École polytechnique, Palaiseau

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Pour citer l’article

Lydie KOCH-MIRAMOND, Bernard PIRE, « RAYONNEMENT COSMIQUE - Rayons cosmiques », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 05 novembre 2019. URL : http://www.universalis.fr/encyclopedie/rayonnement-cosmique-rayons-cosmiques/