RAYONNEMENT COSMIQUERayons cosmiques

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Génération d'une grande gerbe

Génération d'une grande gerbe
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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

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Accélération à haute énergie des rayons cosmiques par les ondes de choc des supernovae

Ce sont les explosions de supernovae qui fournissent la plus grande quantité d'énergie au milieu interstellaire. Ces explosions produisent des ondes de choc qui balaient le milieu interstellaire, modifiant continuellement sa structure et y maintenant un fort degré d'hétérogénéité. L'environnement des ondes de choc est turbulent. Les particules sont diffusées presque élastiquement par les hétérogénéités magnétiques associées à ces turbulences. Cette diffusion est tellement efficace que les particules sont renvoyées de façon isotrope des deux côtés de l'onde de choc. La particule va gagner un peu d'énergie lors de chaque traversée de cette onde qui correspond à une collision frontale particule-onde de choc. Grâce à l'efficacité de la diffusion, chaque particule traversera l'onde un grand nombre de fois. Quelques particules pourront ainsi gagner plusieurs ordres de grandeur en énergie. Le mécanisme pourrait donc accélérer les particules suprathermiques émises par les étoiles éruptives, tout en préservant leur composition.

Une conséquence importante de cette théorie réside dans le fait que les particules les plus énergiques sont accélérées plus efficacement que les particules d'énergie plus basse, car les premières subissent la totalité de la compression de l'onde de choc, modifiée par la pression des particules accélérées, alors que les particules de basse énergie ne subiraient qu'une partie de la compression. À l'équilibre, le spectre différentiel d'énergie qui en résulte est en loi de puissance et comprend deux composantes de pentes différentes : la pente γ1, à basse énergie, est supérieure à la pente γ2, à haute énergie. On obtient un spectre semblable si l'on considère l'accélération par un ensemble de restes de supernovae d'âges différents, en tenant compte de leur évolution dans le temps (alors, γ1 = 2,4 et γ2 = 2,1).

Il est intéressant de rapprocher ce résultat théorique du spectre différentiel d'énergie à la source de la composante carbone + azote + oxygène. La figure 4 montr [...]

Différentiel d'énergie à la source

Différentiel d'énergie à la source

Dessin

Spectre différentiel d'énergie à la source des rayons cosmiques pour les protons (en haut) et pour la composante carbone + azote + oxygène (en bas), déduit de mesures en satellite et en ballons ; la droite correspondant à a = 2 est, par commodité, représentée horizontale (d'après... 

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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 17 octobre 2019. URL : http://www.universalis.fr/encyclopedie/rayonnement-cosmique-rayons-cosmiques/