L’effet Vavilov-Cherenkov ou rayonnement Cherenkov (abrégé en CHI ou émission Cherenkov) est le rayonnement optique de l’atmosphère ou d’un milieu liquide provoqué par le passage de particules élémentaires de rayons cosmiques.
Table des matières
Histoire de la découverte
En 1934, Pavel A. Cherenkov, un étudiant soviétique de 30 ans, a réalisé une série d’expériences pratiques dans le laboratoire de Sergei Ivanovich Vavilov afin d’étudier l’émission non thermique de liquides transparents sous l’action du rayonnement gamma. Le rayonnement étudié avait une légère teinte bleutée. Dans un premier temps, on a considéré que ce rayonnement était de la luminescence. On sait que la luminescence est un rayonnement causé par la transition des enveloppes électroniques des atomes d’un état d’énergie (orbite) à un autre état d’énergie (orbite). Cependant, une étude détaillée par P. A. Cherenkov du rayonnement des liquides ayant une teinte bleutée a montré qu’il s’agit de flux d’électrons se déplaçant à des vitesses supérieures à la vitesse de phase de la lumière dans l’air. En fait, les photons de haute énergie du rayonnement gamma ont fait sortir les électrons des enveloppes électroniques des atomes des molécules d’air et les ont fait nager librement. Ce fait a été découvert sur la base de nombreuses différences avec la luminescence :
- L’émission a été observée dans tous les liquides transparents ;
- L’émission ne varie pas en fonction de la composition chimique des liquides transparents ;
- Le rayonnement était polarisé, dans la direction du vecteur de propagation des particules ;
- Aucun des types de quenching n’a été observé dans les radiations. Le quenching est la propriété de la luminescence de diminuer l’intensité de l’émission sous l’action de changements de température ou de divers mouvements vibratoires.
Au départ, la découverte de ce nouveau rayonnement a été accueillie avec beaucoup de scepticisme par la communauté scientifique. Une analogie a été faite avec l’interprétation erronée des rayons N. Les rédacteurs de la revue ont alors décidé de ne pas publier les résultats de cette étude. C’est pourquoi les rédacteurs de la revue scientifique la plus réputée, Nature, ont refusé de publier un article scientifique sur le phénomène découvert.
Pavel Cherenkov, 1958
La première interprétation théorique du rayonnement détecté a été donnée par S. I. Vavilov. Il pensait que le rayonnement était causé par le mouvement des électrons dans le milieu, contrairement au rayonnement thermique habituel, qui est causé par le mouvement des atomes. Vavilov s’appuyait sur la thermodynamique classique, dont l’un des postulats était que toute particule chargée qui se déplace avec accélération est une source de rayonnement. L’hypothèse de S. I. Vavilov a dû être écartée, car elle n’expliquait pas la faible dépendance de l’intensité du rayonnement Cherenkov par rapport au numéro d’ordre des éléments chimiques du milieu dans le tableau périodique de Mendeleïev. En 1937, les physiciens soviétiques Igor Evgenyevich Tamm et Ilya Ivanovich Frank ont publié une série d’articles théoriques justifiant en détail le mécanisme du rayonnement, qui est aujourd’hui considéré comme une vérité dans le monde scientifique. Dans leurs travaux, le rayonnement Cherenkov est expliqué par le mouvement uniforme et rectiligne de particules chargées dont la vitesse dépasse celle de la lumière dans le milieu. Dans ce contexte, il existe un paradoxe : la vitesse du rayonnement Cherenkov peut être supérieure à la vitesse de la lumière dans le vide. Ce paradoxe s’explique par de nombreuses réfractions de la lumière dans le milieu.
La découverte de ce nouveau rayonnement est une découverte importante qui a été récompensée par la plus haute distinction en physique en 1958. Le prix Nobel a été partagé par trois physiciens soviétiques impliqués dans la découverte : P. A. Cherenkov, I. E. Tamm et I. I. Frank.
Il est intéressant de noter que de nombreux physiciens avaient enregistré le rayonnement Cherenkov bien avant les premières observations de P. A. Cherenkov. Cela n’est pas surprenant, puisque le rayonnement Cherenkov a été découvert 40 ans après la découverte du phénomène de la radioactivité et des processus de désintégration radioactive des éléments chimiques. Maria Curie a probablement été la première à observer le rayonnement Cherenkov. Dans ses recherches, elle a noté une faible lueur de couleur bleue observée dans des solutions concentrées de radium. Un autre chercheur, le physicien français Mallet, a même noté en 1926 quelques différences entre la lueur des liquides à proximité de substances radioactives et le phénomène de luminescence. Cependant, ses travaux n’ont pas reçu l’attention qu’ils méritaient de la part de ses contemporains. À cet égard, le mérite de P. A. Cherenkov a consisté à faire preuve de persévérance et de patience en vue de confirmer et d’étudier en détail le phénomène découvert.
Mécanisme, géométrie du rayonnement Cherenkov et conséquences intéressantes
Géométriquement, le rayonnement Cherenkov ressemble à bien des égards au cône d’une onde de choc qui se propage pendant le mouvement supersonique d’un avion ou d’une balle. Un tel cône est appelé cône de Mach.
Génération du rayonnement Cherenkov ; a — forme de l’impulsion d’excitation, b — profil du faisceau d’excitation, c — impulsion Cherenkov.
En outre, une caractéristique intéressante peut être notée : pendant la génération du rayonnement Cherenkov, une diminution de la vitesse et de l’énergie cinétique des particules est observée.
Le rayonnement Cherenkov est la raison pour laquelle il n’y a pas d’obscurité absolue au fond des océans à plusieurs kilomètres de profondeur. L’apparition de courants d’électrons dans la colonne d’eau océanique est due à la désintégration d’éléments chimiques radioactifs, en particulier le potassium 40. On suppose que les grands yeux des organismes des profondeurs sont dus à la nécessité de capter ces faibles rayonnements.
Applications
Le rayonnement Cherenkov s’est avéré extrêmement utile pour les détecteurs de recherche. Comme ce rayonnement ne dépend pas de la composition chimique du milieu (liquides ou atmosphère), son enregistrement permet de déterminer l’énergie, la vitesse et la direction des particules élémentaires des rayons cosmiques. Par conséquent, les détecteurs de rayonnement Cherenkov sont activement utilisés pour surveiller l’état des circuits de refroidissement des réacteurs nucléaires.
Schéma de fonctionnement du télescope gamma Cherenkov
Plus tard, le phénomène du rayonnement Cherenkov a été activement utilisé en astronomie. Il nous permet en effet d’étudier activement le rayonnement gamma émis par divers objets astronomiques. En effet, l’atmosphère terrestre bloque complètement non seulement le rayonnement gamma, mais aussi les rayonnements électromagnétiques plus doux : les rayons X et les ultraviolets. Par conséquent, l’enregistrement du rayonnement Cherenkov est la seule option pour le développement de l’astronomie gamma terrestre sans transporter de détecteurs dans l’espace. En outre, les détecteurs terrestres peuvent enregistrer les rayonnements gamma les plus courts, que les observatoires spatiaux de rayons gamma sont incapables d’enregistrer directement. Le dernier point est lié à la rareté relative des photons de la gamme d’énergie la plus élevée du rayonnement gamma ; dans ce contexte, la probabilité qu’ils soient détectés par des observatoires spatiaux de rayons gamma de petites dimensions est faible. Dans le même temps, le diamètre du cône de rayonnement Cherenkov des pluies atmosphériques provenant de particules élémentaires individuelles de rayons cosmiques à la surface de la Terre atteint plusieurs kilomètres, voire des centaines de kilomètres dans le cas des particules de très haute énergie.
Comparaison des télescopes terrestres et spatiaux à rayons gamma
Les premières installations terrestres de rayons gamma ont été construites dans les années 60 du 20e siècle. Aujourd’hui, la zone utile de collecte de lumière de ces installations avoisine plusieurs kilomètres carrés. Les plus grandes installations de ce type dans un avenir proche seront le Cherenkov Telescope Array (CTA), qui sera situé au Chili et dans les îles Canaries, et l’installation TAIGA en Transbaïkalie. Jusqu’à présent, les installations terrestres de rayons gamma ont pu enregistrer plus de 200 sources. La plupart d’entre elles sont associées aux restes de supernova (étoiles à neutrons) et aux noyaux de galaxies actives (quasars et blazars).
Sensibilité croissante des télescopes à rayons gamma au sol
Augmentation de la sensibilité des télescopes à rayons gamma au sol (du détecteur MAGIC au CTA). Le premier détecteur a été construit après 2004, la construction du second détecteur commencera après 2019. La plage de sensibilité de l’observatoire spatial de rayons gamma FERMI est indiquée à titre de comparaison.
En raison de la rareté des photons gamma de très haute énergie, le nombre de sources de rayons gamma cataloguées à l’aide de détecteurs Cherenkov est d’un ordre de grandeur inférieur à celui des observatoires spatiaux. Ainsi, à ce jour, le plus grand observatoire spatial de rayons gamma a enregistré environ 4 000 sources de rayons gamma.
Une autre application pratique de la possibilité d’enregistrer le rayonnement Cherenkov a été la création de détecteurs de neutrinos solaires et astrophysiques. Comme on le sait, le neutrino est l’une des particules élémentaires les plus insaisissables de la nature. Bien que cette particule ait une masse non nulle, elle n’a pas encore été «pesée» avec précision. Pour enregistrer les neutrinos cosmiques, les astronomes et les physiciens doivent construire des détecteurs géants, dont le volume utile peut atteindre un kilomètre cube ou plus. Les premiers détecteurs de neutrinos ont enregistré le rayonnement Cherenkov dans d’immenses réservoirs contenant divers liquides, principalement de l’eau liquide. À la même époque, les neutrinos solaires ont été enregistrés pour la première fois dans un réservoir contenant du perchloroéthylène C2Cl4. Le comptage des atomes de l’élément chimique inerte argon, formé lors des réactions des neutrinos avec le chlore, a été utilisé. Par la suite, afin d’augmenter les statistiques d’enregistrement des neutrinos, des détecteurs ont été placés dans de grands lacs (Baïkal — projet GVD) ou dans des mers (projets ANTARES et KM3NeT près de la côte méditerranéenne de la France). Une autre voie prometteuse a été le placement de détecteurs de rayonnement Cherenkov dans la glace de plusieurs kilomètres d’épaisseur de l’Antarctique (projets AMANDA et IceCube).
Le flux de neutrinos solaires observé s’est avéré beaucoup plus faible que les prévisions théoriques. Pendant longtemps, la pénurie de neutrinos solaires est restée l’un des plus grands mystères de la physique nucléaire, jusqu’à ce qu’en 1998, le plus grand des détecteurs Cherenkov à eau — SuperKamiokande (Japon) avec un volume de travail d’eau purifiée de 22,5 mille mètres cubes — détecte le phénomène d’oscillation des neutrinos (transformation d’un type de neutrinos en un autre). Ce phénomène a permis d’expliquer l’absence d’enregistrement de neutrinos en provenance du Soleil. Le prix Nobel de physique a été décerné pour la découverte des oscillations de neutrinos en 2015.
Outre les neutrinos solaires, il a été possible, au cours des dernières décennies, d’enregistrer des neutrinos provenant de réacteurs nucléaires, du noyau terrestre, de supernovae et de blazars (noyaux actifs de galaxie dont les jets d’émission sont dirigés vers l’observateur terrestre). Le premier cas d’enregistrement de neutrinos astrophysiques a été la détection, en 1987, d’une salve de neutrinos provenant d’une supernova qui a éclaté dans la galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan. En 2018, des rapports ont fait état du premier enregistrement de neutrinos provenant de l’éruption du blazar TXS 0506+056, situé à 4 milliards d’années de nous. Le blazar TXS 0506+056 a été le premier objet astronomique à enregistrer des neutrinos de très haute énergie.
À l’avenir, l’enregistrement de neutrinos reliques (cosmologiques) est attendu, ce qui permettra d’étudier l’évolution de l’Univers dans les premières secondes qui ont suivi le Big Bang.
Flux naturels de neutrinos au niveau de la Terre et moyens de les mesurer. v — neutrinos, v avec soulignement supérieur — antineutrinos, AYAG — noyaux actifs de galaxie, GZK — région des énergies limites des rayons cosmiques selon l’effet Greisen-Zatsepin-Kuzmin. Extrait de l’article «Cherenkov detectors in high-energy neutrino astrophysics» par J.-A. M. Djilkibaev.
À l’avenir, il est prévu d’augmenter encore le volume utile des détecteurs de neutrinos — jusqu’à 10 kilomètres cubes pour le détecteur antarctique IceCube et le détecteur méditerranéen KM3Net. La modernisation d’IceCube pourrait donc se faire sans investissements financiers importants : la transparence de la glace dans la zone des détecteurs a été plus importante que prévu. À cet égard, les détecteurs de rayonnement Cherenkov pourront être placés par tranches de 300 mètres, contre 125 mètres actuellement. L’augmentation du volume utile des détecteurs de neutrinos permettra de détecter des neutrinos plus rares et de très haute énergie (plusieurs PeV — 10 à 12 eV).
La nécessité de construire des détecteurs Cherenkov de plus en plus grands pour enregistrer les particules de très haute énergie est due à leur rareté. Cette rareté s’explique en partie par la limite dite de Greisen-Zatsepin-Kouzmine, qui postule l’interaction des protons des rayons cosmiques d’énergie supérieure à 5×1019 eV avec des photons. On pense qu’une telle limite devrait conduire à un déficit de particules élémentaires de très haute énergie provenant de sources situées à plus de 50 millions de parsecs. Pour les neutrinos, la limite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin est moins pertinente en raison de leur charge neutre et de leur masse très faible.
Vidéo du démarrage d’un réacteur nucléaire. Lors du démarrage du réacteur, un rayonnement bleuâtre apparaît — il s’agit du rayonnement Cherenkov.
Date de publication: 12-26-2023
Mettre à jour la date: 12-26-2023