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8 Chapitre 1. Contexte scientifique et expériences
Powell. La physique des particules prend un nouvel élan grâce aux rayons cosmiques. En
février 1938, Kolhöster rapporte l’observation de coïncidences entre deux tubes Geiger-
Müller distants de 75 m. Il en déduit que les tubes ont été déclencés par des particules
secondaires provenant d’une gerbe de particules initiée par un rayon cosmique primaire.
En 1938 également, Pierre Auger mène ses expériences au mont Jungfraujoch, en Suisse
à une altitude de 3500 m. Il étudie également les coïncidences entre détecteurs de particules
et sa conclusion annoncée auprès de l’Académie des sciences le 18 juillet 1938 est la
suivante : "On voit d’après ces résultats que les averses soudaines de rayons cosmiques
décrites ici peuvent couvrir des surfaces de l’ordre de 1000 m 2 , et comportant donc plusieurs
dizaines de milliers de corpuscules, dont une moitié environ peut traverser 5 cm
de plomb [. . . ] on voit que l’énergie totale de la gerbe, et par conséquent du corpuscule
initial qui la produit peut aller de 10 12 eV à 10 13 eV".
tel-00814988, version 1 - 18 Apr 2013
Les années 1940, avancées sur la nature du rayon cosmique primaire
En 1940, il a été démontré par M. Schein, lors de vols en ballon encore, que les rayons
cosmiques primaires étaient surtout des protons. Puis en 1948, H. Brandt et B. Peters
ont montré que les rayons cosmiques étaient des noyaux d’atomes se déplaçant à la
vitesse de la lumière, noyaux allant jusqu’à Z ∼ 40. Les abondances relatives ont pu
être estimées et les noyaux les plus représentés sont H et He. Les noyaux plus lourds
ont une distribution en masse proche de ce qui est mesuré dans le système solaire. Les
noyaux tels que Ni et Fe ont été observés mais avec des taux d’occurence très faibles.
On commence à utiliser des scintillateurs et des détecteurs Cherenkov dans des grands
réseaux. On mesure que le spectre en énergie des rayons cosmiques est une loi de puissance,
dN/dE ∝ E γ , sur une grande gamme en énergie. En 1949, E. Fermi propose un
mécanisme expliquant l’origine de l’énergie des rayons cosmiques : "On the origin of the
cosmic radiation" (ce mécanisme est discuté dans le chapitre 2 page 49).
1958 : découverte du genou
G.V. Kulikov et G.B. Khristiansen mesurent un changement de pente dans le spectre
en énergie autour de 10 15 eV, c’est ce qu’on appelle communément "le genou".
Expériences à partir des années 1960
L’expérience Volcano Ranch au Nouveau Mexique annonce la détection en 1962 de la
première gerbe d’énergie supérieure à 100 EeV (= 10 20 eV). D’autres expériences furent
installées : Yakutsk en Russie en 1967, SUGAR en Australie en 1968, Haverah Park en
Angleterre en 1968 également. La méthode de détection est identique : on détecte à
l’aide de scintillateurs ou de cuves Cherenkov les particules secondaires de la gerbe qui
atteignent le sol. Au début des années 1980, Fly’s Eye fait son apparition, c’est la première
expérience qui détecte les gerbes atmosphériques lors de leur développement via
la lumière de fluorescence émise par le diazote atmosphérique excité par les particules
secondaires de la gerbe. Fly’s Eye se termine en 1993 pour laisser la place à son sucesseur,
HiRes. Au début des années 1990, AGASA (l’extension sur 100 km 2 de l’expérience
Akeno) collecte ses premières données. Dix ans plus tard, l’Observatoire Pierre Auger
se déploie en Argentine et quelques années plus tard, TA (Telescope Array) installe son
réseau de scintillateurs dans l’état de l’Utah aux USA.
1.1.2 Interprétations
La Fig. 1.1 (extraite de [2]) présente le spectre en énergie des rayons cosmiques, sans
distinction de leur nature. Jusqu’à ∼ 10 15 eV, il est possible de mesurer directement