Les rayons cosmiques les plus énergétiques proviennent d’au-delà de notre galaxie

 

Voir le communiqué de presse du CNRS

 

Communiqué de la collaboration Pierre Auger :

Dans un article publié dans Science la Collaboration Pierre Auger présente les résultats de ses recherches montrant que les rayons cosmiques d’une énergie un million de fois supérieure à celle des protons accélérés dans le Grand Collisionneur de Hadron (LHC, au CERN) proviennent de bien au-delà de notre Galaxie.


Depuis que des rayons cosmiques avec des énergies de plusieurs Joules ont été observés dans les années 1960, la question de savoir si de telles particules sont produites au sein de la Voie lactée ou dans des objets extragalactiques éloignés fait débat. Ce mystère vieux de 50 ans a été résolu en étudiant des particules cosmiques d'énergie moyenne de 2 Joules détectées avec le plus grand observatoire de rayons cosmiques jamais construit, l'Observatoire Pierre Auger en Argentine. À ces énergies, on mesure un flux de rayons cosmiques en provenance d’un côté du ciel environ 6% plus élevé que du côté opposé, le maximum de flux pointant dans une direction située à 120 ° du centre Galactique.

Gerbe

Vue d’artiste d’une gerbe atmosphérique
au-dessus d’un détecteur de particules
de l’Observatoire Pierre Auger,
sur fond de ciel étoilé.


© A. Chantelauze, S. Staffi, L. Bret


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Kick-off du GDR SciNEE: premier atelier les 1-2 février 2018, Lyon

Le premier atelier du GDR SciNEE se tiendra à Lyon, du 1er février 11h au 2 février 2018 12h. Présentation du GDR, des thématiques, des équipes. Inscrivez-vous dès maintenant ici.


 

Le commissioning de la ligne de transport basse énergie (LEBT) pour l’accélérateur du projet MYRRHA a été achevé avec succès au mois de mai dernier. Sa conception et sa réalisation sont le fruit d’une collaboration entre le centre de recherche Belge du SCK-CEN et le LPSC, où la ligne a été entièrement installée et exploitée pour des études de dynamique du faisceau. Ceci représente une première étape dans la construction de l’accélérateur du projet MYRRHA.

 

L’accélérateur de MYRRHA

Porté par le SCK-CEN, le projet MYRRHA a pour objectif de construire un réacteur hybride (ou ADS pour Accelerator Driven system) de recherche, à Mol en Belgique, afin notamment d’étudier la transmutation de certains déchets nucléaires. Il requiert un accélérateur linéaire (LINAC) de haute énergie (600 MeV) fournissant un faisceau de protons d’intensité élevée (4 mA). Cet accélérateur doit atteindre un niveau de fiabilité unique au monde: moins de 10 arrêts faisceau de durée supérieure à 3 secondes par cycle opératoire de 3 mois. Pour atteindre cet objectif, il est absolument nécessaire de s’assurer de la bonne qualité du faisceau en sortie d’injecteur afin de limiter les pertes dans la suite de l’accélérateur.

Ligne basse énergie et charge d’espace

La LEBT, premier maillon de l’injecteur, joue donc un rôle crucial car elle permet de transporter et de conditionner le faisceau depuis la source de proton vers la suite du LINAC. Un programme expérimental a été mené par le LPSC pour optimiser le transport du faisceau dans la LEBT en exploitant notamment le phénomène de compensation de la charge d’espace. A basse énergie cinétique (ici des protons à 30 keV) la dynamique du faisceau est dominée par des effets non-linéaires du champ de charge d’espace généré par le faisceau sur lui-même. Ce champ a un effet dé-focalisant et il peut engendrer des pertes faisceau, dans la LEBT mais aussi dans la suite du LINAC.

 

La ligne basse énergie de MYRRHA installée au LPSC

La ligne basse énergie de MYRRHA installée au LPSC © LPSC

 

Cependant, le faisceau interagit aussi avec le gaz résiduel présent dans la chambre à vide et ionise celui-ci. Les électrons créés sont piégés par le potentiel du faisceau de protons. Ainsi, la charge globale du faisceau est compensée et la charge d’espace partiellement neutralisée. Ce phénomène complexe, difficile à modéliser, a été mis en évidence lors des tests de la LEBT, quantifié en fonction de la pression et du type de gaz résiduel, et utilisé pour optimiser la transmission dans la LEBT de MYRRHA.

La première salle de contrôle à distance depuis la France des télescopes de fluorescence de l’Observatoire Pierre Auger situé en Argentine est entrée en service au LPSC.

 

L’Observatoire Pierre Auger, qui déploie son réseau de détecteurs sur 3000 km2 dans la pampa argentine, est un projet phare dans l’étude des rayons cosmiques. Plus de 400 scientifiques de 16 pays différents collaborent pour déterminer l’origine et la nature ses particules les plus énergétiques de l’Univers et comprendre comment elles atteignent des énergies aussi extrêmes. La rareté de ces rayons cosmiques extrêmement énergétiques impose qu’on les étudie en caractérisant les grandes gerbes de particules qu’ils génèrent dans l’atmosphère. L’Observatoire utilise conjointement les deux techniques de détection des gerbes atmosphériques qui ont déjà fait leurs preuves, alliant un détecteur de surface constitué de 1660 cuves à effet Cherenkov échantillonnant les particules de la gerbe arrivant au sol, et d’un détecteur de fluorescence comprenant 27 télescopes mesurant le développement longitudinal de la gerbe.

Le fonctionnement du détecteur de surface est contrôlé continument, mais ne nécessite pas une surveillance de chaque instant. Le détecteur de fluorescence est en opération les nuits sans lune et claires. Son fonctionnement doit être surveillé constamment, et nécessite donc la présence de « shifters » à l’Observatoire, chaque mois, pendant environ une vingtaine de nuits d’affilée. Depuis 2014 s’est mis en place dans la Collaboration Pierre Auger un système de « Remote shifts » : à partir de salles de contrôle reproduisant celle existant à l’Observatoire, il est possible de contrôler et piloter à distance les détecteurs de fluorescence, et les Lidars qui mesurent la transparence de l’atmosphère au dessus de l’Observatoire. Il en existe au Mexique, en Allemagne, en Italie. En France, c’est au LPSC qu’elle vient d’être installée. L’avantage majeur de la mise en œuvre de « shifts » à distance est de supprimer les coûts liés aux missions (voyage et séjour) impactant chaque institut devant s’acquitter de son quota de shifts. De plus, le décalage horaire permet de limiter la part de travail nocturne des « shifteurs » sur le site de l’Observatoire, les collaborateurs IN2P3 prenant la relève vers 2h du matin heure argentine, soit dès potron-minet en France !IMG 2205

Une équipe de chercheurs du consortium NIKA1, dirigée par Rémi Adam (Laboratoire Lagrange – OCA, UCA, LPSC Grenoble, CNES), Iacopo Bartalucci et Gabriel Pratt (CEA Saclay), a obtenu pour la première fois une image de la vitesse du gaz lors de la fusion de plusieurs amas de galaxies. Ces observations offrent une nouvelle manière d'étudier la formation des amas comme composants essentiels des grandes structures, formés lors des événements les plus énergétiques dans l’Univers. Avant d’obtenir ces observations, le consortium NIKA, dirigé par Alain Benoît et Alessandro Monfardini (Institut Néel), a également construit, testé et mis en service l’instrument.


Image multi-longueur d’onde du groupe d'amas MACS J0717.5+3745 montrant la distribution des galaxies (en vert, données du télescope spatial Hubble), la densité du gaz (en rouge, rayonnement X, données Chandra), la pression électronique du gaz (en bleu, caméra NIKA) et le signal kSZ (contours jaunes, NIKA). Les cercles rouges (A, B, C et D) indiquent la position des principaux sous-amas. A la distance de l'amas (environ 5 milliards d'années-lumière), la taille de l'image correspond à environ 5 millions d'années-lumière. ©Consortium NIKA

Les amas de galaxies : pièces fondamentales de notre Univers

L'Univers dans lequel nous vivons aujourd'hui a été façonné par la formation des grandes structures, qui ont commencé à se former par effondrement gravitationnel il y a environ 14 milliards d'années, juste après le Big Bang. Aujourd'hui, les plus grands objets gravitationnellement liés, qui constituent les pièces fondamentales de notre Univers, sont les amas de galaxies. Malgré leur nom, les amas de galaxies sont principalement composés de matière noire (~ 85%) et de gaz chaud ionisé (~ 12%), avec seulement quelques pourcents de leur masse contenue dans les galaxies. Pour cette raison, le processus de formation des amas est dominé par l'effondrement gravitationnel de la matière noire, le gaz et les galaxies "suivant" ce processus. Au cours de leur assemblage, les amas peuvent entrer en collision les uns avec les autres, avec une vitesse élevée. Ces fusions sont les événements les plus énergiques depuis le Big Bang et ils sont fondamentaux pour comprendre comment s’assemblent les structures dans l'Univers.

NIKA : un défi scientifique

Une façon d'étudier la vitesse des amas est de mesurer l'empreinte de leur mouvement dans le rayonnement du fond diffus cosmologique (CMB) par l'utilisation de l'effet Sunyaev-Zel'dovich cinétique (kSZ). Cet effet provient du décalage Doppler des photons du CMB quand ils interagissent avec les électrons du gaz intra-amas qui se déplacent à grande vitesse. L'effet kSZ est le seul moyen connu de mesurer directement la vitesse particulière d'objets à des distances cosmologiques, parce que contrairement à d'autres méthodes, le rayonnement du CMB lui-même fournit une référence absolue pour la mesure. Si son homologue thermique (l’effet Sunyaev-Zel'dovich thermique, tSZ) est maintenant couramment utilisé pour mesurer la pression du gaz dans les amas, l'effet kSZ reste quant à lui très difficile à observer et seulement une poignée de détections de faible signification statistique a été obtenue jusqu'à présent.

The New IRAM KIDs Array, (NIKA) était le prototype de la caméra de plus grandes dimensions, NIKA2, récemment installée au télescope de 30m de l’IRAM. NIKA et NIKA2 observent les signaux astronomiques à 150 et 260 GHz, et en principe, cette approche double-bande permet aux astronomes d'extraire à la fois le signal tSZ et kSZ quand ils observent les amas de galaxies. Motivée par le défi scientifique et les performances élevées de NIKA, l'équipe a décidé de tenter une mesure de l’effet kSZ en cartographiant l’un des amas où le processus de fusion est des plus violents, MACS J0717.5+ 3745, et dont le décalage vers le rouge de 0.55 correspond à une distance de plusieurs milliards d’années lumières.


Gauche : signal kSZ en direction de l’amas MACS J0717.5+3745 (rapport signal sur bruit), donnant la quantité de mouvement du gaz sur la ligne de visée. Droite : vitesse du gaz sur la ligne de visée, en km/s, par rapport au référentiel du CMB. ©Consortium NIKA

Cette cartographie kSZ fournit la quantité de mouvement du gaz intégrée sur la ligne de visée par rapport au cadre de référence du CMB; c’est donc une mine d'informations pour comprendre la physique des amas en fusion. Les données ont révélé que les deux sous-amas principaux de MACS J0717.5+3745, à savoir B et C (Figure 1), sont en train de tomber l’un sur l'autre avec une très grande quantité de mouvement (Figure 2, à gauche). Rémi Adam souligne : « la simple détection de l'effet kSZ est déjà un excellent résultat en soi, mais quand nous avons réalisé que nous étions en mesure d'en obtenir une carte, ce fut un succès considérable pour nous ».

La mesure du signal kSZ est une première étape, mais il est encore plus difficile de mesurer la vitesse du gaz elle-même, car il est nécessaire pour cela de séparer le signal kSZ de la distribution de densité du gaz le long de la ligne de visée. Cette procédure a requis l'utilisation d'observations en rayons X par les satellites XMM-Newton et Chandra, qui, grâce à un modèle physique, ont permis à l'équipe de mesurer la vitesse de déplacement de l’amas et même d'extraire une carte de la vitesse du gaz par rapport au référentiel du CMB (figure 2, à droite). L'image obtenue n’est pas facile à interpréter car elle dépend des hypothèses de modélisation. Elle est néanmoins particulièrement frappante car elle présente, pour la première fois, une image du gaz en mouvement dans un amas de galaxies, qui de plus est très lointain.

Ces résultats ouvrent la voie à une nouvelle manière d'étudier la fusion des amas, en montrant que de telles observations sont maintenant possibles avec une résolution angulaire élevée et des instruments de haute sensibilité, telle que la caméra NIKA au télescope de 30m de l’IRAM. Le nouvel instrument NIKA2, maintenant installé au télescope, offre des perspectives très prometteuses pour l'étude des amas de galaxies, y compris les amas en fusion par l'effet kSZ. Cela permettra aux astronomes d'étudier la formation des grandes structures dans l'Univers lointain.

 

Contact scientifique :  Rémi Adam, Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.

Note(s): 

1-Le consortium NIKA inclut des scientifiques, ingénieurs et techniciens de l’Institut Néel, l’IPAG, le LPSC, l’IRAM, l’IAS, le CEA, l’IRAP, l’IEF, l’IAP, l’Observatoire de Paris, Sapienza Università di Roma, le LAM, l’UCL, l’Université de Cardiff, l’ESO, le laboratoire Lagrange (OCA) et l’IAC. Les résultats présentés ici impliquent des scientifiques du JPL, du RIT, Arizona State University, the University of Arizona et Università degli Studi di Roma Tor Vergata.

Pour en savoir plus: 
Source(s): 

Mapping the kinetic Sunyaev-Zel’dovich effect toward MACS J0717.5+3745 with NIKA, R. Adam, I. Bartalucci, G.W. Pratt et al. (2017) , A&A (en cours de publication), arXiv.org pour une version électronique.