
Le processus par lequel les explosions stellaires et leurs restes accélèrent des particules jusqu'à des énergies de rayons cosmiques.L'accélération des rayons cosmiques est le processus par lequel des particules chargées—principalement des protons et des noyaux atomiques—sont propulsées à des énergies bien supérieures à celles atteignables dans les accélérateurs artificiels. Ces particules, arrivant sur Terre depuis l'espace, transportent des énergies allant jusqu'à 10^20 électronvolts, des millions de fois plus élevées que ce que le Grand collisionneur de hadrons peut produire. Les sources dominantes sont les restes de supernovae : lorsqu'une étoile massive explose, elle projette une onde de choc dans le milieu interstellaire environnant, et les particules rebondissant à travers ce choc gagnent de l'énergie à chaque traversée—un mécanisme connu sous le nom d'accélération par choc diffusif.
L'idée que les restes de supernovae pourraient accélérer les rayons cosmiques a été proposée par Enrico Fermi en 1949, et le mécanisme spécifique de choc diffusif a été développé à la fin des années 1970 par Anthony Bell et d'autres.
Le mécanisme clé est la diffusion répétée par la turbulence magnétique. Une particule traversant un front de choc de l'amont vers l'aval et retour gagne à chaque fois un petit gain d'énergie, car les irrégularités magnétiques agissent comme des miroirs mobiles. Sur des milliers de traversées, l'énergie de la particule croît de manière exponentielle. Le processus est auto-limitant : dès que le rayon de giration d'une particule devient comparable à la taille du reste, elle s'échappe. Cela explique le spectre d'énergie en loi de puissance observé pour les rayons cosmiques, qui s'étend sur de nombreux ordres de grandeur.
Comprendre l'accélération des rayons cosmiques aide à interpréter les données des observatoires gamma comme Fermi-LAT et CTA, qui détectent les photons de haute énergie produits lorsque les particules accélérées interagissent avec la matière et le rayonnement.
Les rayons cosmiques les plus énergétiques, au-dessus de 10^20 eV, sont si rapides qu'ils mettraient seulement environ 10 minutes pour voyager du Soleil à la Terre, mais leurs sources restent mystérieuses car ils sont déviés par les champs magnétiques.
| ω | variable | angular frequency — fréquence angulaire radian per second |
| k | variable | wave number — nombre d'onde radian per metre |
| c | variable | propagation speed — wave speed metre per second |
| | | | opérateur | returns the magnitude of a real number — absolute value operator |






