TCHERENKOV EFFET
Lumière Tcherenkov et astrophysique
Détecteur à éléments multiples
Encyclopædia Universalis France
Avec l'avènement des satellites et des nouveaux moyens de détection au sol, les astronomes ont accru considérablement leur possibilité d'observation en détectant des photons d'énergie de plus en plus haute. On est passé grâce aux satellites de la lumière ultraviolette (10 eV) aux rayons X (103 eV) puis aux rayons γ de l'ordre du gigaélectronvolt. Plusieurs sources ponctuelles de rayons γ ont été découvertes. Certaines sont des galaxies à noyau actif, d'autres sont des étoiles à neutrons ou pulsars. Les galaxies avec un noyau actif semblent émettre des rayons γ de toutes énergies ; leur mécanisme de production n'est toujours pas compris. Les étoiles à neutrons, qui sont très compactes, tournent extrêmement vite (1 000 tours par seconde) et sont le siège de champs électrique et magnétique gigantesques permettant d'accélérer des particules à des énergies phénoménales (100 TeV ; 1 TeV = 1012 eV). Dans ces deux cas, il est très intéressant de mesurer les rayons γ du cosmos au-delà de 100 GeV, ne serait-ce que pour comprendre la raison de ces émissions. Ces énergies sont inaccessibles aux satellites, car elles nécessitent des masses considérables pour les détecter et les mesurer. En revanche, grâce à la lumière Tcherenkov, ces rayons γ sont détectables et mesurables avec des détecteurs au sol : les rayons γ de l'ordre du téraélectronvolt génèrent dans la haute atmosphère une gerbe d'électrons positons qui se propage jusqu'au sol. Ces électrons ou positons sont tous hautement relativistes et restent dans l'alignement du γ initial. Ils émettent de la lumière Tcherenkov vers le sol. Cette lumière est importante. Un γ de 1 TeV envoie au sol environ 3 × 106 photons dans le visible répartis sur un cercle de 120 mètres de rayon. Le nombre de ces photons est proportionnel à l'énergie du rayon γ. Avant de toucher le sol, ils sont répartis sur la surface du cône Tcherenkov. Ce cône a la forme d'un parapluie largement ouvert de 1 mètre d'épaisseur et de 120 mètres de rayon. Son manche serait dans la direction du γ initial, et donc aussi dans la direction de l'étoile ou de la galaxie source. La lumière Tcherenkov est collectée par un ou plusieurs miroirs vers des détecteurs (photomultiplicateurs) capables de mesurer de très faibles intensités lumineuses produites durant des temps extrêmement brefs (10 nanosecondes, 10−8 s). La brièveté est capitale, car elle permet de distinguer la lumière Tcherenkov de toutes les autres sources lumineuses qui sont généralement continues. Certaines expériences utilisent un très grand miroir de collection (75 m2 pour le détecteur du mont Hopkins en Arizona. D'autres éparpillent les collecteurs de lumière (18 miroirs de 0,5 m2 pour l'expérience Thémistocle à Targasonne, dans les Pyrénées) qui analysent le cône Tcherenkov plus en détail. Ces deux types d'expériences déterminent la direction de la gerbe par la forme du cône Tcherenkov et son énergie par le nombre de photons collectés. Un grand miroir peut se contenter d'un nombre plus réduit de photons pour identifier un γ ; son seuil d'énergie est de 300 GeV environ. Les expériences utilisant de nombreux détecteurs dispersés nécessitent au moins 3 TeV (3 × 1012 eV) pour faire une détection, mais sont plus précis dans la mesure de l'énergie et de la direction.
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Écrit par
- Paul BAILLON : physicien, docteur ès sciences, ancien élève de l'École normale supérieure de la rue d'Ulm, fonctionnaire à l'Organisation européenne pour la recherche nucléaire (Cern)
- Robert MEUNIER : physicien supérieur détaché du Centre d'études nucléaires, Saclay, et au Centre européen de recherche nucléaire (Cern), Genève
Classification
Médias
Relation fondamentale de l'effet Tcherenkov
Encyclopædia Universalis France
Détecteur de lumière Tcherenkov
Encyclopædia Universalis France
Détecteur à éléments multiples
Encyclopædia Universalis France
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