Ensemble de rayonnements, principalement corpusculaires, qui arrivent au voisinage de la Terre venant de l’espace.

Ces rayonnements, très ionisants, furent découverts peu après 1900, quand divers expérimentateurs — dont C. T. R. Wilson — reconnurent que — quelles que soient les précautions prises — ils ne pouvaient empêcher un effet permanent d’ionisation de se produire, même en l’absence de toute cause connue. C’est ainsi qu’un condensateur se décharge toujours peu à peu à travers le gaz — initialement neutre — qui sépare ses armatures. On admit l’action d’un rayonnement permanent, et l’on s’efforça d’abord de trouver une origine terrestre à ce rayonnement. Mais le fait qu’aucune précaution pour se protéger d’un effet du sol ne fut efficace, alors que des mesures en altitude (ballons) montraient que le phénomène augmentait quand on s’élevait d’une dizaine de kilomètres au-dessus du sol, établit l’origine spatiale du rayonnement (vers 1926). On vérifia ultérieurement qu’une bonne protection était obtenue quand on s’enfonçait suffisamment sous terre (galeries de mines) ou quand on immergeait profondément les détecteurs sous les mers. On commença à mesurer les pouvoirs d’absorption assurés par des épaisseurs croissantes de métaux lourds (plomb), ce qui conduisit à distinguer une composante molle (arrêtée par 10 cm de plomb) et une composante dure, ou pénétrante (susceptible de traverser des épaisseurs de plomb allant jusqu’à plus de 1 m).

Rayonnement primaire et rayonnement secondaire

Il s’agit d’une distinction qui se fonde sur les origines du rayonnement et les mécanismes — principalement nucléaires — qui le conditionnent.

Cette origine est, encore à ce jour, un sujet passionnant lié aux grandes théories cosmogoniques sur la structure de l’Univers (limité, ou en expansion, ou illimité, ou cyclique, etc.). Sans nous y attarder, examinons maintenant une de ces particules cosmiques qui a pris naissance quelque part dans cet Univers. Sa constitution reste inchangée pendant tout son trajet jusqu’à son arrivée au voisinage de l’atmosphère terrestre, où elle subit, par collision, des changements profonds : réactions nucléaires, éclatements, formation d’une grande variété de particules nouvelles, etc. On admet donc l’existence d’une radiation primaire — radiation que l’on ne peut recevoir directement qu’à condition d’opérer à une altitude suffisante (10 km pour recevoir environ 5 p. 100 du flux primaire et 20 km pour en recevoir 35 p. 100). On comprend pourquoi les rayonnements secondaires ont été les seuls à être d’abord détectés. Certaines de leurs propriétés ont pu cependant, indirectement, fixer quelques caractéristiques importantes de la radiation primaire. Il s’agit :
1^o de l’effet d’altitude et de celui, analogue, des variations de pression barométrique, qui permettent de mesurer les coefficients d’absorption et de pénétration de la radiation primaire ;
2^o de l’effet de latitude, qui, par application des calculs du Norvégien Carl Størmer (1874-1957), complétés maintenant par ordinateurs, a permis — en tenant compte de l’action du champ magnétique terrestre — de reconnaître que le rayonnement primaire était composé en majorité de particules chargées, positives, principalement des protons et des particules α (91,5 et 7,8 p. 100 respectivement), le reste étant composé de noyaux plus lourds. Les énergies individuelles de ces particules atteignent des valeurs considérables (10¹⁸ eV, soit environ 1/10 joule).

Le rayonnement secondaire est beaucoup plus complexe que le rayonnement primaire qui lui donne naissance, et cela à cause de la variété des réactions nucléaires auxquelles peut donner lieu le choc d’une particule primaire de haute énergie avec les divers constituants de l’atmosphère. Certaines de ces actions peuvent engendrer des phénomènes multiples de grande envergure (gerbes d’Auger). L’étude de ces interactions a joué un rôle fondamental dans le développement de nos connaissances sur les réactions nucléaires, à une époque où il était impossible de donner à des particules, au laboratoire, des énergies individuelles suffisantes. Il s’ensuit qu’un grand nombre de particules nouvelles ont été découvertes en tant que composantes de rayonnements cosmiques secondaires, avant que l’on puisse les reproduire au laboratoire. Citons parmi les plus importantes : le méson μ (masse de l’ordre de 200 m_e [m_e étant la masse de l’électron]) et le méson π (masse d’environ 270 m_e). Ce dernier, dont l’existence avait été prédite théoriquement dès 1935 par H. Yukawa n’a été découvert expérimentalement qu’après le méson μ, dont il est cependant la particule génératrice. L’époque est enfin arrivée où les accélérateurs sont devenus capables — avec souvent plus de facilités pratiques — d’atteindre des énergies comparables à celles que l’on peut trouver dans les rayons cosmiques (naturels, primaires) et, par suite, de provoquer des réactions nucléaires qui n’avaient pu, jusque-là, être observées que dans la partie la plus pénétrante des rayonnements cosmiques secondaires.