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12 Chapitre 1. Contexte scientifique et expériences
tel-00814988, version 1 - 18 Apr 2013
reposant sur la décroissance de particules reliques supermassives issues des théories de
grande unification, ces particules ayant des énergies de l’ordre de 10 25 eV. En général,
ces modèles prédisent des flux importants de photons d’ultra-haute énergie qui ne sont
pas observés à ce jour, par l’expérience Pierre Auger notamment ; ils ne sont donc pas
favorisés par les données. Enfin, d’autres modèles, encore plus exotiques, font appel à
une éventuelle brisure de l’invariance de Lorentz.
Les sources privilégiées sont donc celles précédemment mentionnées : les GRB, les
AGN et les lobes des radio-galaxies. Ces objets se trouvent à des distances cosmologiques.
Ce qui nous permet de penser à une fin naturelle du spectre en énergie des
rayons cosmiques. L’idée vient de Greisen [5], Zatsepin et Kuzmin [6], en 1966. Ces
auteurs se sont rendus compte que les interactions des rayons cosmiques avec le rayonnement
de fond cosmologique (CMB) devrait produire une coupure dans le spectre audessus
de E GZK = 6 × 10 19 eV. En effet, un hadron ayant une énergie supérieure à E GZK
subit une perte d’énergie importante lors de sa propagation. Le mécanisme de perte
d’énergie pour un proton avec un photon du CMB est la formation d’une résonance ∆ +
menant à de la photoproduction de pions ; pour un noyau, c’est la photodésintégration
qui est responsable de la perte d’énergie. Cette déduction, dictée par la physique des
particules, nous indique que l’observation hypothétique de rayons cosmiques d’énergie
supérieure à 10 20 eV implique que leurs sources doivent se situer à moins de 100 Mpc,
la longueur d’atténuation au-delà de 10 20 étant au maximum de quelques centaines de
Mpc (elle vaut ∼ 100 Mpc pour un proton à 100 EeV). L’existence de ces particules extrêmes
reste hypothétique notamment à cause de notre méconnaissance de leur véritable
interaction avec les hadrons de l’atmosphère : nous sommes contraints d’extrapoler les
sections efficaces dans les modèles d’interaction forte à des énergies hors de portée des
accélérateurs actuels. Le LHC par exemple, avec ses 7 TeV par faisceau (centre de masse),
est encore à un facteur ∼ 800 en-dessous d’une énergie sur cible fixe de 100 EeV. Outre
la mesure précise de leur énergie, il faut pouvoir identifier ces particules. La détermination
de la nature des rayons cosmiques à ces énergies est cruciale puisqu’elle permettra
de comprendre quel processus en est la source.
Sur le sujet de la nature du rayon cosmique primaire, deux modèles tentent d’expliquer
la forme du spectre à ultra-haute énergie (voir par exemple [7] pour une revue
détaillée). Ces modèles supposent soit que les rayons cosmiques sont des protons, exclusivement,
soit que les rayons cosmiques sont en partie des noyaux plus lourds. Ces
hypothèses sont très raisonnables puisqu’aucune gerbe d’ultra-haute énergie compatible
avec un primaire photon ou neutrino n’a été détectée dans Auger [8, 9]. Le spectre en
énergie observé sur Terre n’a pas la même forme qu’à la source car lors de leur propagation,
les rayons cosmiques subissent des pertes d’énergie, qu’il s’agisse de protons ou
de noyaux et pour les noyaux, ils peuvent changer de nature sur le trajet, de sorte que
la composition observée sur Terre n’est pas nécessairement identique à la composition à
la source. De plus, les champs magnétiques extra-galactiques influent sur le spectre. Si
l’inversion du problème n’est pas simple, on peut calculer la forme du spectre attendu
étant donnés :
– les interactions du rayon cosmique avec les fonds de photons, depuis la source
jusqu’à la Terre ;
– la distribution et l’amplitude des champs magnétiques extragalactiques rencontrés
sur le trajet ;
– un modèle pour les densités et l’évolution cosmologique des fonds de photons ;
– une distribution pour les sources des rayons cosmiques ;
– pour ces sources, il faut un modèle d’évolution de leur luminosité. On peut par
exemple considérer des sources sans évolution cosmologique (uniforme), ou des