Le spectre des rayons cosmiques

 

    L'énergie des rayons cosmiques est considérable : une seule particule peut transporter quelques 1020 électronvolts (eV) ! Le flux différentiel J(E), exprimé en particules par mètre carré, par seconde et par gigaélectronvolt (GeV), varie avec l'énergie E comme E—γ (loi de puissance). L'exposant γ reste sensiblement égal à 2,1 jusqu'à 1015 eV environ, puis augmente pour atteindre 2,7 entre 2 . 1015 eV et 1019 eV environ. Au-delà, les données sont plus imprécises, mais γ semble diminuer à nouveau. Notons qu'aux énergies supérieures à 1014 eV il n'est plus question de séparer les différents éléments ou groupes d'éléments, comme c'est le cas à plus basse énergie. Les particules sont détectées par les grandes gerbes qu'elles produisent dans l'atmosphère, et seule l'énergie totale peut être mesurée. La nature des particules les plus énergiques n'est donc pas connue, ce qui affecte l'interprétation quant au confinement et à l'origine de ces particules.

    

    Le spectre du rayonnement est  la fonction reliant  le flux incident de particules  avec  leur énergie.  Ce spectre est ici  donné pour le rayonnement primaire, c'est-à-dire avant l'interaction de ce rayonnement avec l'atmosphère :

 


    Au sein du spectre, il existe quelques brisures :

- le genou
autour de 5x1015 eV, interprété comme la fin du processus d'accélération des rayons cosmiques par les restes de supernovæ galactiques,
- le second genou vers 1017 eV, représentant la fin de l'accélération des noyaux par les supernovæ,
- la cheville à 3x1018 eV, interprété
comme la région de transition entre les rayons cosmiques galactiques et extragalactiques,
- la coupure au-dessus de 3x1019 eV, correspondant à la fin du spectre des rayons cosmiques (jusqu'à ce jour).