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Rayonnement cosmique: qu’est-ce que c’est, d’où vient-il et ce qui nous en protège

Le rayonnement cosmique baigne notre système solaire, et donc aussi notre planète, à partir du moment où il s’est formé à partir d’un gigantesque nuage de gaz et de poussière il y a un peu plus de 4,5 milliards d’années. Pendant la majeure partie de notre histoire, nous n’avons pas été au courant de son existence, alors pour trouver le premier scientifique qui nous a parlé de la présence d’une forme de rayonnement qui a dû être viennent de l’espace extra-atmosphérique il faut remonter à 1912.

Le physicien autrichien Victor Franz Hess a été le premier à identifier l’origine d’une forme de rayonnement dont l’intensité augmente avec l’altitude et son abondance varie avec la latitude. Pour mener à bien ses expériences, il a utilisé des ballons sondes à l’intérieur desquels il a introduit des appareils de mesure spécialement conçus pour mesurer le rayonnement présent dans l’atmosphère.

Ses précieuses découvertes scientifiques ont été récompensées par plusieurs prix, y compris le prix Nobel de physique, qu’il a partagé avec le physicien américain Carl David Anderson en 1936. De nombreux autres scientifiques ont poursuivi les recherches de Hess, et grâce à tous, nous savons maintenant un peu mieux un forme de rayonnement qui transporte sur notre planète informations très précieuses À propos de l’univers auquel nous appartenons

Les rayons cosmiques sont faits de la même manière que nous

Le rayonnement cosmique est composé de noyaux atomiques ionisés des cellules à haute énergie qui traversent l’espace à une vitesse très proche de la vitesse de la lumière (qui est d’environ 300 000 km / s). Qu’ils soient ionisés indique qu’ils ont acquis une charge électrique parce qu’ils ont été dépouillés de leurs électrons, mais, curieusement, ces noyaux atomiques sont faits de la même matière qui nous constitue et de tout ce qui nous entoure, une qualité qui, comme Nous le ferons voir plus loin, il révèle son origine.

L’une des caractéristiques les plus importantes du rayonnement cosmique est son isotropie essentiellement parfaite.

Cependant, et voici la première surprise, les noyaux atomiques qui composent les rayons cosmiques sont distribués d’une manière différente de la matière qui nous forme. L’hydrogène et l’hélium sont beaucoup plus abondants dans notre système solaire que dans les rayons cosmiques, tandis que d’autres éléments plus lourds, tels que le lithium, le béryllium ou le bore, sont dix mille fois plus abondant dans le rayonnement cosmique.

L’une des caractéristiques les plus importantes du rayonnement cosmique est son isotropie essentiellement parfaite. Ce paramètre reflète que les rayons arrivent de toutes les directions avec la même fréquence, ce qui indique que de nombreuses sources capables de les générer doivent coexister simultanément. Et cela nous invite à poser une autre question: d’où vient le rayonnement cosmique?

Les éléments chimiques qui composent la matière ordinaire, qui façonne à la fois nous et le rayonnement cosmique, sont principalement synthétisés dans les noyaux des étoiles par des réactions de fusion nucléaire.

Le rayonnement cosmique vient, comme nous, des étoiles

Les rayons cosmiques ne sont pas une conséquence directe du Big Bang. Au cours des premières étapes de la formation de l’univers, qui a commencé environ 13,8 milliards d’années, pratiquement aucun noyau plus lourd que l’hydrogène et l’hélium n’a été produit. C’étaient les plus abondantes, et seules de petites quantités de lithium et de béryllium les accompagnaient, une distribution qui ne correspond pas, comme nous l’avons vu, à celle des noyaux qui composent les rayons cosmiques.

Une partie importante du rayonnement qui imprègne l’atmosphère de notre planète provient du soleil, qui, comme nous le savons tous, est l’étoile la plus proche. Cependant, ce n’est en aucun cas la seule source de rayonnement externe atteignant la Terre. Une grande partie des rayons cosmiques que nous recevons proviennent en dehors de notre système solaire. D’autres étoiles. Et ils voyagent dans l’espace avec une énergie énorme jusqu’à ce qu’ils aient un impact avec les atomes présents dans les couches supérieures de l’atmosphère de notre planète.

Les éléments chimiques dont est constituée la matière ordinaire, et donc aussi nous-mêmes, sont synthétisés au cœur des étoiles. Si vous voulez savoir précisément comment se déroule ce processus, vous pouvez consulter l’article que nous dédions à la vie des étoiles, mais maintenant il nous suffit de nous rappeler qu’environ 70% de leur masse est de l’hydrogène, entre 24 et 26 % est de l’hélium, et les 4-6% restants sont une combinaison d’éléments chimiques plus lourds que l’hélium.

Le nuage de poussière et de gaz à partir duquel une étoile est formée par contraction gravitationnelle augmente sa température jusqu’au moment où le four nucléaire s’enflamme et où les premières réactions de fusion nucléaire commencent à se produire dans son noyau. C’est ce processus qui permet à l’étoile d’émettre de l’énergie et de produire des éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium. Au fur et à mesure que l’étoile consomme son carburant, elle est réajustée afin de maintenir le équilibre hydrostatique.

Au fur et à mesure que les étoiles consomment leur carburant, elles sont réajustées afin de maintenir l’équilibre hydrostatique.

Cette fonction permet à l’étoile rester stable pendant la majeure partie de sa vie active car la contraction gravitationnelle, qui « tire » la matière de l’étoile vers l’intérieur, vers son intérieur, est compensée par la pression des gaz et la pression du rayonnement émis par l’étoile, qui « tire » la matière dehors. Cependant, le carburant des étoiles n’est pas éternel.

Les plus massifs brûlent progressivement leur hydrogène, puis hélium, carbone, etc., produisant à l’intérieur des éléments de plus en plus lourds. Les éléments les plus légers sont «fabriqués» dans les couches les plus externes et les plus lourds dans les couches internes. Mais si l’étoile est suffisamment massive, il viendra un moment où le noyau interne, la couche la plus profonde de l’étoile, sera en fer. Et avec cet élément chimique, il se passe quelque chose de très intéressant: aucune énergie ne peut en être extraite par fusion nucléaire.

Lorsque la production d’énergie dans le noyau de l’étoile s’arrête, la pression de rayonnement, qui tente de faire dilater l’étoile, n’est pas en mesure de contrecarrer la contraction gravitationnelle, qui tente de faire comprimer l’étoile, de sorte que le noyau de fer est obligé de supporter le poids de toutes les couches de l’étoile au-dessus.

Aurore boréale

Les aurores boréales sont le résultat de l’interaction de particules chargées électriquement qui sont déviées par la magnétosphère et l’atmosphère terrestre.

Cette pression est énorme et, comme l’étoile a perdu son équilibre, le noyau se contracte brusquement, faisant tomber brusquement les autres couches de matière dessus, rebondissant avec une extrême violence et volant vers le milieu stellaire à une vitesse très élevée. Nous sommes face à une supernova. L’énergie libérée dans ces énormes explosions est telle qu’elles parviennent à briller quelques secondes de plus que toute la galaxie dont elles font partie.

Les astrophysiciens sont convaincus que pendant environ 20 secondes, la température au cœur de l’étoile est très élevée, environ 30 MeV, et sa densité est également énorme, environ 10 ^ 12 g / cm3, ce qui fait réagir les protons avec les électrons, donnant lieu à la production de neutrons et de neutrinos, qui parviennent à s’échapper et à augmenter la température de la région abritée derrière la supernova onde de choc.

Lors de ce phénomène, l’étoile expulse dans l’espace et dans toutes les directions un nombre énorme de noyaux de toutes sortes, qui possèdent également une énergie cinétique gigantesque. Cela leur permet de se déplacer à une vitesse très élevée et d’entraîner des noyaux et des molécules sur leur chemin. C’est précisément au cours de cette interaction que les noyaux moyens produits à l’intérieur des étoiles et accélérés par les supernovae casser en noyaux plus légers de lithium, de béryllium et de bore à la suite de leur collision avec la matière interstellaire.

La Terre nous protège efficacement du rayonnement cosmique

Notre planète possède deux boucliers très précieux qui nous protègent à la fois du rayonnement solaire et du rayonnement cosmique qui vient d’au-delà des frontières de notre système solaire: l’atmosphère et le champ magnétique terrestre. Ce dernier s’étend du noyau de la Terre au-delà de l’ionosphère, façonnant une région connue sous le nom de magnétosphère capable de dévier des particules chargées électriquement vers les pôles magnétiques de la planète. C’est le mécanisme qui nous protège en grande partie à la fois du vent solaire et des rayons cosmiques.

Cependant, cela n’empêche pas certains noyaux de haute énergie d’entrer en collision avec des molécules dans les couches les plus externes de l’atmosphère, entraînant une pluie de particules moins énergétiques et potentiellement moins dangereuses qui peuvent parfois atteindre la croûte terrestre. C’est la raison pour laquelle l’atmosphère exerce également un effet protecteur très important. Heureusement, comme l’explique le physicien Javier Santaolalla, la collision de ces particules dans l’atmosphère est constante, mais nous n’avons pas à nous inquiéter.

Images | Rakicevic Nenad | Pixabay | Tobias Bjørkli

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