Qu'est ce-que le
             rayonnement cosmique ?

Les origines du rayonnement

Une origine galactique Une origine solaire

Le rayonnement dans
l'environnement terrestre

La protection de la magnétosphère La protection de l'atmosphère Les sources de rayonnements
ionisants ambiants au sol

Qu'est ce-que le
                rayonnement cosmique ?

	Les origines du rayonnement

A la fin du XVIIIe siècle, le Français Charles de Coulomb remarque qu'une sphère électrisée, bien que suspendue à un fil isolant, se décharge progressivement. Cent ans plus tard, en 1900, le physicien britannique Charles Wilson, étudiant les courants d'ionisation dans l'atmosphère à l'aide d'un électroscope à feuilles d'or, propose d'expliquer ses résultats par l'existence d'un rayonnement provenant de sources situées hors de l'atmosphère. Plusieurs années de mesures en mer, puis à bord de ballons, lui montrent une nette augmentation de l’ionisation avec l’altitude : la Terre reçoit bel et bien un rayonnement ionisant en provenance du cosmos.
Ce rayonnement cosmique est formé de particules qui se déplacent à une vitesse proche de celle de la lumière. Il est constitué de deux composantes, l’une permanente, d’origine galactique, l’autre plus sporadique, liée à l’activité du soleil.

Une origine galactique

La composante permanente du rayonnement cosmique puise son origine dans la galaxie. Elle est constituée de particules très énergétiques éjectées par les gigantesques explosions de supernovæ, étoiles massives parvenues en fin de vie. Ces particules sont des atomes privés de leurs électrons en raison des températures régnant dans ces étoiles géantes. Elles sont de différents types, essentiellement des noyaux d’hydrogène (protons) et d'hélium (particules alpha), mais aussi des noyaux plus lourds comme le fer et le nickel. Leur vitesse est proche de celle de la lumière.

Composition du rayonnement cosmique permanent

Particules	Taux
noyau d'hydrogène (protons)	85%
noyau d'hélium (particules alpha)	12,5%
noyau d'atomes plus lourds	1%
électrons	1,5%

Le rayonnement cosmique galactique est isotrope, c’est-à-dire qu’il est le même dans toutes les directions. Par conséquent, toute la surface de la Terre y est exposée en permanence.

Une partie du rayonnement galactique est déviée par le champ magnétique transporté par le vent solaire. En effet, l'atmosphère du Soleil laisse échapper en permanence un flux de particules qui remplit tout le milieu interplanétaire, que l’on appelle le vent solaire. Les caractéristiques, notamment magnétiques, du vent solaire varient avec l'activité solaire et induisent un champ qui écarte le rayonnement cosmique de la Terre. Ainsi, le rayonnement cosmique galactique atteignant la Terre est moindre lorsque l'activité solaire est forte. Comme on sait que l'activité solaire suit un cycle de onze ans, il est possible de prévoir sur plusieurs années l'exposition au rayonnement galactique.

Cycle d'activité solaire comparé à l'intensité du rayonnement cosmique

Variation de l'intensité du rayonnement cosmique galactique observé au sol de 1959 à 2000, comparée à celle de l'indice des taches solaires (en pointillés). On voit qu'en période de forte activité solaire, le rayonnement cosmique est moins intense, les particules ayant plus de difficulté à atteindre la Terre.

Une origine solaire

Le soleil est à l’origine de la composante aléatoire du rayonnement cosmique. L’astre éjecte en permanence des particules avec une intensité qui varie selon un cycle de onze ans, ces particules s’ajoutent au rayonnement galactique. Cependant ces particules ayant une énergie plus faible que celles d'origine galactique, seule une petite part d'entre elles atteint la Terre.

En fait, la principale contribution du Soleil résulte d'éruptions encore imprévisibles. Les grandes éruptions solaires libèrent en effet pendant plusieurs heures des particules plus énergétiques qu’en activité normale, qui atteignent donc la Terre en plus grand nombre. Cependant, les éruptions suffisamment puissantes pour éjecter un flux de particules détectable au sol ou à bord d’un avion commercial restent exceptionnelles : quelques-unes par an, tout au plus.

Ces éruptions sont liées aux périodes d’activité solaire maximale, comme en 2000-2001. Le champ magnétique du Soleil est alors particulièrement perturbé, ce qui se traduit par l’apparition de nombreuses taches à sa surface. Dans les groupes de taches les plus complexes naissent de grandes éruptions solaires. Plus fréquentes durant le maximum du cycle solaire, les éruptions peuvent néanmoins se produire à tout moment.

Contrairement au rayonnement stable d'origine galactique, les particules issues des éruptions solaires ne se répartissent pas uniformément à la surface de la Terre. Pour en déterminer les effets, il est nécessaire de mesurer leur intensité et de procéder à des calculs scientifiques au cas par cas.

En savoir plus...

Caractéristiques des rayonnements extra-terrestres

Rayons cosmiques	Particules solaires
permanents	sporadiques
particules très energétiques	particules d'énergie moyenne
isotrope	anisotrope

Le rayonnement dans l'environnement terrestre

Avant d’arriver au sol ou à l’altitude de croisière des avions, le rayonnement cosmique est en partie stoppé par les deux “ barrières ” protégeant la Terre : le champ magnétique de la planète (créant une région isolée du vent solaire appelée “magnétosphère”) et l’atmosphère terrestre. C’est cette double protection qui a permis le développement de la vie.

Les particules qui atteignent finalement le sol participent à l’exposition aux rayonnements ionisants ambiants dont elles ne représentent qu’une petite partie. Cependant, leur part relative croît rapidement avec l’altitude (montagnes, avions, vaisseaux spatiaux...).

La protection de la magnétosphère

Comme toutes les particules chargées électriquement, les ions qui constituent le rayonnement cosmique sont orientés ou déviés par les champs magnétiques comme peut l’être l’aiguille d’une boussole. Or, la Terre peut être considérée comme un gros aimant entouré d’un champ magnétique dont les lignes de force “entrent” par le pôle Nord pour “sortir” au pôle Sud : c’est ce qu’on appelle la magnétosphère.

Si les particules cosmiques possèdent une énergie supérieure à un certain seuil, appelé énergie de coupure magnétique, elles traversent la magnétosphère et arrivent aux hautes couches de l’atmosphère. Mais si leur énergie n’est pas suffisante, elles ont alors tendance à suivre les lignes de force du champ magnétique, avec d’autant plus de “ facilité ” qu’elles ont moins d’énergie, et atteignent ainsi les pôles. C’est pourquoi les zones situées près des pôles subissent une irradiation supérieure à celle de l’Équateur, mieux protégé par le champ magnétique terrestre.

Schéma de la magnétosphère, qui protège la Terre des effets du vent solaire. Le Soleil, dans la réalité beaucoup plus éloigné, est indiqué à gauche de la figure. Il émet en permanence un flux de particules, le vent solaire, qui se heurte au champ magnétique de la Terre. La magnétosphère, de structure très complexe, voit sa géométrie varier à la suite des grandes éruptions solaires. Dans certains cas, le champ magnétique du vent solaire se recombine avec celui de la magnétosphère au point 1. Le champ magnétique terrestre est lors perturbé et des particules stockées dans le feuillet de plasma créent les aurores boréales et australes. Quelles que soient les circonstances, en raison de l'ouverture du champ magnétique terrestre aux pôles, les particules ionisées, qu'elles soient issues des éruptions ou du rayonnement cosmique galactique, pénètrent plus facilement aux hautes latitudes.

La protection de l'atmosphère

Arrivant dans les hautes couches de l’atmosphère terrestre, les ions interagissent avec les atomes qu’ils rencontrent. De ces collisions naissent des cascades de nouvelles particules. C’est ce rayonnement secondaire, composé en particulier de particules chargées et de neutrons, qui parvient jusqu’au sol, tout au moins lorsque la particule primaire a une énergie suffisante.

Le rayonnement ionisant ambiant au sol

Au niveau du sol, le rayonnement cosmique ne représente qu’une faible part (11 %) des rayonnements ionisants auxquels est exposé un individu en moyenne.

Les sources naturelles terrestres exposent chacun d’entre nous à une dose moyenne totale de 2,4 mSv par an (source UNSCEAR) avec d’importantes variations selon les régions. La principale de ces sources est un descendant gazeux de l’uranium naturel, le radon, qui se concentre dans les endroits confinés, tels que les maisons. On distingue aussi le rayonnement tellurique, issu des roches de surface, en particulier le granit, qui contiennent des éléments radioactifs, comme l’uranium, datant de la formation de la planète. L’eau et les aliments que nous ingérons contiennent également des éléments radioactifs. Enfin, il faut aussi citer le rayonnement interne, c’est-à-dire émanant de notre propre corps, à partir du potassium 40 naturellement présent dans nos tissus.

Par ailleurs, les activités humaines utilisant des rayonnements ionisants contribuent à une exposition annuelle moyenne de 1,4 mSv, provenant principalement des activités médicales (radio-diagnostic et radiothérapie). L’irradiation médicale “moyenne” est évidemment dénuée de toute signification individuelle : elle dépend des examens et des traitements subis par chacun.

Les sources de la radioactivité en pourcentage de la dose reçue

Source : UNSCEAR (United Nations Scientific Committee on the Effects of Atomic Radiations)