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L'Observatoire Pierre Auger est un projet de détecteur de rayons cosmiques destiné à explorer un domaine de l'astrophysique dont la compréhension échappe à la communauté scientifique depuis trente-cinq ans. Sa réalisation mobilise une collaboration de près d'une vingtaine de pays et environ deux cents physiciens et ingénieurs ; c'est la première collaboration de dimension réellement mondiale dans ce domaine. Dans ce qui suit, nous présentons les enjeux de ce projet, sa situation actuelle et son développement futur.
Le projet porte le nom de Pierre Auger en hommage à ce physicien français mondialement connu pour ses activités dans les domaines de la physique nucléaire et celui des rayons cosmiques (et aussi pour son action déterminante dans le développement des grandes institutions internationales telles que le CERN ou l'UNESCO). Il a été le premier, en 1938, à prédire l'existence des grandes gerbes atmosphériques et à les rattacher à celle de rayons cosmiques de très hautes énergies. C'est son souvenir et son rôle de pionnier dans le domaine des rayons cosmiques que nos collègues anglo-saxons ont voulu honorer en associant son nom à ce projet.
La construction du site Sud (pour les deux sites, voir ci-dessous) du détecteur a démarré dès la seconde moitié de 1999 et devrait durer quatre à cinq ans. En 2002, l'Observatoire Pierre Auger sera déjà le plus grand détecteur de rayons cosmiques au monde. La construction du site Nord pourrait commencer en 2003.
Au cours des décennies écoulées, une demi-douzaine de détecteurs ont observé une vingtaine de rayons cosmiques dont les énergies atteignent ou dépassent 1020 eV (électron-volts), c'est-à-dire plusieurs dizaines de joules ! Cette énergie (celle d'une balle de tennis servie par un champion ou un tir de penalty avec un ballon de football) est une énergie macroscopique, exceptionnelle pour une particule microscopique (rappelons que les énergies les plus élevées qu'on peut atteindre avec des accélérateurs sont un million de fois plus faibles). Selon nos connaissances présentes, aucun mécanisme astrophysique connu n'est capable d'accélérer des particules à de telles énergies.
De plus, pour une particule de cette énergie, l'univers est relativement opaque à cause du rayonnement fossile (à 2,7K) qui le baigne. Ceci est dû au fait que, au dessus d'environ 5x1019 eV, la perte d'énergie par collisions entre les rayons cosmiques et les photons de ce rayonnement devient très importante. Une conséquence de cette opacité est que de telles particules ne peuvent parcourir que des distances relativement faibles (à l'échelle cosmologique s'entend), de l'ordre de quelques dizaines de mégaparsecs (1 parsec = 3 années-lumière) qui est typiquement la taille du super-amas local auquel appartient notre galaxie.
On est donc devant un problème extrêmement rare en physique : une observation expérimentale irréfutable qui résiste à l'interprétation théorique pendant plus d'un tiers de siècle. On sait que les sources de ces rayons cosmiques existent, et qu'elles sont proches de nous, mais on n'a aucune idée de ce qu'elles peuvent être ni où elles se trouvent exactement. Il s'agit donc d'un problème tout à fait fondamental dans le domaine de l'astrophysique et de la cosmologie, d'autant plus qu'il s'agit probablement des phénomènes les plus violents existant dans l'univers. C'est à ce problème que le projet de détecteur "Observatoire Pierre Auger" se propose d'apporter des réponses.
Qu'est-ce qu'un rayon cosmique?
Les rayons cosmiques sont simplement des particules ordinaires (noyaux atomiques, photons, neutrinos) produites par des mécanismes astrophysiques plus ou moins violents, qui peuvent aller des réactions de fusion au coeur des étoiles aux phénomènes exceptionnels provoqués par des trous noirs se trouvant au centre de certaines galaxies (noyaux actifs) en passant par les supernovæ (effondrement d'étoiles à bout de "carburant"), les collisions de galaxies, etc. Ces particules transportent avec elles des informations (leur énergie, direction, composition chimique etc...) qui permettent de remonter aux mécanismes qui est à leur origine et qui est le seul moyen dont nous disposons pour comprendre ces derniers.
En effet, contrairement à la plupart des autres domaines de la recherche fondamentale, l'astrophysique a la particularité d'échapper complètement au contrôle de l'expérimentateur : celui-ci ne peut pas provoquer les phénomènes qu'il veut étudier et qui ne lui sont donc accessibles qu'indirectement. Les seuls "messagers" qui nous permettent d'étudier les phénomènes astrophysiques à distance sont les ondes émises par les objets de l'étude (étoiles, galaxies etc...) et les rayons cosmiques.
Comment détecte-t-on un rayon cosmique?
Les techniques de détection de rayons cosmiques sont celles utilisées dans le domaine de la physique des particules. C'est la raison pour laquelle de plus en plus de physiciens dits "des hautes énergies", dont les instruments de travail privilégiés sont des détecteurs installés auprès d'accélérateurs, s'intéressent à l'astrophysique.
On peut grossièrement séparer les techniques de détection des rayons cosmiques en deux catégories. La première est celle des expériences embarquées sur des satellites. L'intérêt de cette technique est que les rayons cosmiques pénètrent directement dans le détecteur. Leur identification et la mesure de leur énergie est alors plus simple. L'inconvénient de cette technique est la taille limitée des détecteurs qu'on peut utiliser (les charges embarquées doivent rester faibles à cause du coût des lanceurs). Elle est donc réservée à des domaines où le flux de rayons cosmiques (le rythme avec lequel ces particules frappent l'atmosphère terrestre) reste élevé (la limite typique est de quelques rayons cosmiques par m2 et par an). De tels flux correspondent à des énergies de l'ordre de 1015 eV. Au-delà de cette valeur, la détection des rayons cosmiques nécessite des appareils couvrant de grandes superficies, donc des détecteurs au sol. Aux énergies les plus élevées, le flux des rayons cosmiques est extrêmement faible (un rayon cosmique par km2 et par siècle au-dessus 1020 eV), d'où la nécessité d'utiliser des détecteurs couvrant de très grandes superficies.
De tels détecteurs observent non pas directement les rayons cosmiques eux-mêmes mais les effets que ceux-ci provoquent en pénétrant dans l'atmosphère terrestre. Ces effets sont dus à une sorte de réaction en chaîne que le rayon cosmique primaire provoque en interagissant avec les molécules de l'atmosphère et en produisant un nombre gigantesque de particules secondaires. Ce sont ces grandes gerbes atmosphériques qui sont observées par les détecteurs.
L'Observatoire Pierre Auger vise à explorer en détail le domaine d'énergies supérieures à 1019 eV où l'origine des rayons cosmiques devient énigmatique. A ces énergies, les particules agissant dans les hautes couches de l'atmosphère (plusieurs dizaines de km) créent des gerbes dont l'impact au niveau du sol comporte environ 100 milliards de particules (photons et électrons essentiellement) réparties sur une dizaine de km2. Au cours de ce processus, les particules secondaires chargées qui ont été créées tout au long du développement de la gerbe provoquent dans l'atmosphère un phénomène lumineux dû à l'excitation des atomes d'azote de l'atmosphère qui se désexcitent en émettant une lumière de fluorescence dans toutes les directions.
L'Observatoire Pierre Auger est un détecteur hybride qui utilise deux des propriétés de la gerbe pour en analyser les caractéristiques et remonter au rayon cosmique initial. Il comporte un réseau géant de détecteurs qui ont pour but de compter les particules qui les frappent au niveau du sol et un télescope à fluorescence qui observe le profil longitudinal de la gerbe en captant la lumière de fluorescence émise par le passage des particules chargées dans l'atmosphère. Ces deux techniques sont redondantes et complémentaires à la fois (d'où l'appellation "hybride"). Elles permettent (par des méthodes d'analyse compliquées) de reconstruire la direction du rayon cosmique incident, de mesurer son énergie et, jusqu'à un certain point, d'identifier sa nature.
C'est un des buts principaux du projet Pierre Auger que d'apporter ces données expérimentales qui font cruellement défaut, et ce en quantités suffisantes pour explorer ce domaine totalement en friche.
L'Observatoire Pierre Auger est supposé accumuler des données sur de nombreuses années mais sa taille doit être suffisante pour obtenir assez rapidement des éléments de réponses aux questions que soulèvent ces ``super-rayons cosmiques". Elle a été fixée de manière à accumuler 300 événements au-dessus de 1020 eV et 30000 au dessus de 1019 eV, en l'espace de cinq ans. Elle doit être de 6000 km2.
Le détecteur sera en fait construit sur deux sites distincts, chacun de 3000 km2 (typiquement la taille d'un département français). Chaque réseau sera accompagné de trois télescopes à fluorescence conçus suivant la technique du Fly's Eye (Oeil de Mouche), spécialité d'un groupe de l'Université de Salt Lake City (Etats-Unis).
Pourquoi deux sites et non un seul?
En l'absence totale de toute information sur la nature et la localisation des sources de ces super-rayons cosmiques, il est important de s'assurer que l'Observatoire Pierre Auger sera susceptible d'observer le ciel dans son intégralité. Or, un seul détecteur, où qu'il soit placé, ne peut avoir qu'une vision partielle de l'univers. En particulier, du fait de la position du système solaire dans la Voie Lactée et de l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre par rapport au plan galactique, un détecteur placé dans l'hémisphère Sud verra de manière privilégiée les directions orientées vers le centre de la galaxie, alors qu'un détecteur placé dans l'hémisphère Nord verra essentiellement les directions extra-galactiques. C'est la raison pour laquelle la collaboration a choisi de construire deux réseaux de 3000 km2 respectivement dans les hémisphères Nord et Sud. Avec un seul site, l'Observatoire Pierre Auger serait un détecteur "borgne".
Où sont les deux sites et comment ont-ils été choisis?
Le choix des sites a été basé sur un ensemble de critères :
C'est sur l'ensemble de ces critères qu'une équipe de prospection a été chargée à partir de 1995 d'étudier toutes les candidatures sur dossier, puis de visiter les sites sélectionnés, d'effectuer des mesures, de prendre les contacts nécessaires avec les autorités locales etc... Les pays candidats dont les sites ont été visités sont : la Russie, le Mexique, l'Espagne, et les USA (quatre états) dans l'hémisphère Nord ; l'Afrique du Sud, l'Australie et l'Argentine dans l'hémisphère Sud. Les conclusions de l'équipe de prospection ont été présentées à la "Collaboration Board" (organe dirigeant de la collaboration constitué d'un représentant par laboratoire) au cours de deux réunions. La première en Novembre 1995 à l'UNESCO à Paris a retenu le site de l'hémisphère Sud (dans la province de Mendoza en Argentine). La seconde, qui a eu lieu un an plus tard précisément à côté de ce site a choisi celui de l'hémisphère Nord (dans le Comté de Millard, état de l'Utah aux Etats-Unis).
D'autres thèmes que le projet principal de l'Observatoire Pierre Auger pourront aussi être étudiés sur ces sites : exploration des champs magnétiques extra-galactiques (mal connus à ce jour), l'astronomie neutrino, test de certaines théories fondamentales concernant la cosmologie et les interactions fondamentales (l'existence ou non de "défauts topologiques") etc... Par ailleurs, un certain nombre de communautés (radio-astronomes, géophysiciens, industriels des télécommunications...) commencent à réfléchir à l'usage qui peut être fait de ces deux sites exceptionnels où ils auront à leur disposition l'équivalent de deux départements français complètement instrumenté, avecdes infrastructures informatiques, l'accès à des réseaux internationaux, des équipes de maintenance etc...
L'Observatoire Pierre Auger est en gestation depuis la première réunion constitutive qui a eu lieu à Paris en 1992. Depuis 1993, plusieurs pays sont engagés dans des activités d'étude, de recherche et de développement. De Janvier à Juillet 1995, six mois de travail intensif avec réunions fréquentes au laboratoire Fermilab près de Chicago ont conduit à une définition précise des caractéristiques techniques du projet et à la rédaction d'un rapport de conception (Design Report) de près de 300 pages (ce rapport est régulièrement remis à jour). Durant toute cette période, la collaboration a évalué le coût global du projet à 98 millions de dollars dont environ 60% correspondent à l'achat de matériels, le reste couvrant les travaux de génie civil (dont une partie pourra être prise en charge par les états-hôtes), la main d'oeuvre pour les développements, et un important coefficient de sécurité (de l'ordre de 17%). Le détecteur étant modulaire, cette somme est considérée comme un plafond qui ne sera pas dépassé. Le partage souhaité par la collaboration pour le financement du projet global (deux sites) est : 30% pour les USA, 30% pour les pays d'Amérique Latine (Argentine, Brésil et Mexique), 40% pour l'Europe, l'Asie et l'Australie.
Dès le début du projet, la collaboration a décidé d'associer un certain nombre de pays technologiquement avancés qui devront apporter la quasi-totalité du financement, et des pays en développement ou avec une activité faible dans la recherche fondamentale (Arménie, Bolivie, Chine, Vietnam,...) dont il n'est pas attendu de participation financière mais une contribution technique ou de main-d'oeuvre susceptible de faire baisser les coûts de développement et de production.
Il est à noter qu'afin de ne pas défavoriser les groupes qui ont peu de moyens, l'Observatoire Pierre Auger est une structure totalement décentralisée. Il n'y a pas, à l'image du CERN ou de Fermilab, de laboratoire central où on devra être présent pour participer pleinement à l'expérience. Chaque site sera relié au réseau Internet par des lignes à haut débit. Chaque groupe, quelles que soient sa taille et sa position géographique, pourra, à partir de son laboratoire et moyennant un modeste équipement informatique, piloter à distance le détecteur et avoir accès en temps réel à toutes les données physiques.
La France a été, avec un petit nombre de pays dont les Etats-Unis et la Grande-Bretagne, présente dans ce projet depuis ses débuts en 1992. Les activités françaises de R&D sont financées depuis 1997 par l'Institut National de Physique Nucléaire et de Physique des Particules (IN2P3) et l'Institut National des Sciences de l'Univers (INSU), tous deux départements du CNRS. La composante française de la collaboration a actuellement des responsabilités déterminantes dans les trois secteurs suivants : les systèmes d'acquisition de données (local et central), les télécommunications, la synchronisation des stations détectrices à l'aide de satellites. Elle a réussi a associer, pour ce faire, des équipes issues de quatre départements distincts du CNRS : les ingénieurs de l'ENST (département des Sciences pour l'Ingénieur - SPI), le groupe Temps-Fréquence de l'Observatoire de Besançon (INSU), des laboratoires de physique des particules (IN2P3) des théoriciens et astrophysiciens (le laboratoire DARC de Meudon, département des Sciences Physiques et Mathématiques - SPM).
Murat Boratav
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