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1. LES RAYONS COSMIQUES 23FIGURE I.5 – Diagramme de Hillas pour les sites potentiellement capables d’accélérer des rayons cosmiquesaux énergies extrêmes. Si on fixe une charge et une énergie, les couples (taille caractéristique,intensité B du champ magnétique) possibles forment alors une droite sous cette représentation (formule1.5). Les lignes rouges et vertes représentent l’application de ce critère aux protons de 10 20 eV et 10 21eV et à des noyaux de fer de 10 20 eV.ne permet pas l’étude des primaires d’origine exotique car ceux-ci sont très sensibles au profil de densitéde matière, notamment dans la région centrale de la galaxie.1.7 Et les neutrinos ?Les γ de très haute énergie, de part leur propagation en ligne droite, ont permis d’identifier récemmentde nombreuses sources (voir paragraphe 1.8.f). Cependant les photons interagissent avec la matièreinterstellaire (nuages de poussière ou de gaz) et avec les rayonnements électromagnétiques par créationde paires au dessus du TeV. L’observation du ciel avec les photons est alors limitée en énergie et endistance. A contrario, le neutrino, qui n’interagit que via l’interaction faible, peut parcourir des distancescosmologiques sans altération (figure I.6).Comme nous l’avons déjà observé précédemment, les protons issus du rayonnement cosmique sontdéviés par les champs magnétiques galactiques et intergalactiques et ne permettent pas de déterminerfacilement la source de ce rayonnement pour des énergies inférieures à 10 20 eV. On pourrait alors penserau neutron, mais sa courte durée de vie (866 s) l’empêche de parcourir de longues distances.Comme le montre la figure I.7, l’observation par neutrinos est possible sur plus de 20 ordres degrandeur. Les télescopes à neutrinos sont sensibles à partir de 10 GeV pour l’observation des neutrinosatmosphériques, et à partir du TeV pour les neutrinos issus de sources astrophysiques.