☄️ Gerbe atmosphérique de rayons cosmiques — Cascade de particules

Les muons sont environ 200 fois plus lourds que les électrons, rendant le bremsstrahlung et la production de paires négligeables. Ils perdent de l'énergie principalement par ionisation à ~2 MeV/g/cm². Avec une durée de vie de 2,2 μs dans leur référentiel propre, la plupart se désintégreraient avant d'atteindre le sol — mais la dilatation du temps due à la relativité restreinte (facteur γ ~100–1000) étend leur durée de vie dans le référentiel du laboratoire à des millisecondes, leur permettant de traverser toute l'atmosphère de 20 km.

Les énergies des rayons cosmiques couvrent plus de 12 ordres de grandeur : de ~10⁹ eV (en dessous de la coupure géomagnétique de l'atmosphère) au maximum observé de ~3×10²⁰ eV (la particule « Oh-My-God », 1991). Le spectre énergétique suit une loi de puissance ~E⁻³ avec des caractéristiques (« genou » à ~3×10¹⁵ eV, « cheville » à ~3×10¹⁸ eV). Au-dessus de la limite GZK (~5×10¹⁹ eV), les protons interagissent avec les photons du fond diffus cosmologique, limitant leur portée à ~50 Mpc.

Les rayons cosmiques de plus basse énergie (en dessous du genou) proviennent des rémanents de supernovae dans la Voie lactée, où l'accélération par choc peut propulser les protons à des énergies de l'ordre du PeV. Les rayons cosmiques de plus haute énergie proviennent probablement de sources extragalactiques : noyaux actifs de galaxies, sursauts gamma, ou magnétars. Les particules de plus haute énergie sont peu déviées par les champs magnétiques galactiques, et les données récentes de l'observatoire Pierre Auger suggèrent qu'elles proviennent de galaxies proches situées à moins de ~100 Mpc.

De grands réseaux de détecteurs répartis sur des km² ou km³ échantillonnent l'empreinte de la gerbe. Les réseaux de surface (comme Pierre Auger, Telescope Array) utilisent des scintillateurs ou des cuves à effet Cherenkov dans l'eau pour compter les particules de la gerbe au niveau du sol. Les détecteurs de fluorescence observent la fluorescence de l'azote émise lorsque la gerbe traverse l'atmosphère. Les réseaux radio détectent l'émission radio cohérente provenant de la déviation géomagnétique des électrons et positrons de la gerbe.

La fonction de Nishimura-Kamata-Greisen (NKG) décrit comment les particules de la gerbe se répartissent latéralement : ρ(r) = N·f(s)·(r/r_M)^(s-2)·(1+r/r_M)^(s-4.5), où r_M est le rayon de Molière (~79 m au niveau de la mer), s est le paramètre d'âge de la gerbe (0=début, 1=maximum, >1=en déclin), et N est le nombre total de particules. Elle permet de reconstruire l'énergie de la gerbe et la position du cœur à partir de mesures éparses des détecteurs.

L'âge de la gerbe s décrit le stade de développement : s=0 à la première interaction, s=1 au maximum de la gerbe (X_max), s>1 dans la phase de déclin. X_max est la profondeur du nombre maximal de particules en g/cm², qui augmente logarithmiquement avec l'énergie primaire (~60 g/cm² par décade). Mesurer X_max est crucial pour déterminer la composition primaire : les noyaux plus lourds (fer) ont un X_max moins profond que les protons de même énergie totale.

La limite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK) prédit que les protons au-dessus de ~5×10¹⁹ eV interagissent avec les photons du fond diffus cosmologique via la photoproduction de pions : p + γ_CMB → Δ⁺ → p + π⁰ (ou n + π⁺). Chaque interaction fait perdre ~20 % de l'énergie du proton, limitant la propagation à ~50 Mpc. La détection d'événements au-delà de cette énergie contraint les distances des sources et remet en question notre compréhension des origines des rayons cosmiques d'ultra-haute énergie.