L’acc´el´eration des particules dans les champs magn´etiques extrˆemes

extrˆemes

Les champs magn´etique et gravitationnel ultra-intenses cr´e´es par un pulsar en font un excellent laboratoire pour l’´etude des processus physiques en conditions extrˆemes. La rotation rapide du pulsar entraine la cr´eation de champs ´electriques tr`es importants sur sa surface qui sont en mesure d’acc´el´erer des particules jusqu’`a des ´energies extrˆemes, ali- mentant le vent de particules relativistes qui forme son environnement. Dans les champs magn´etiques extrˆemes, les effets ´electrodynamiques quantiques (QED) changent profon- d´ement les caract´eristiques des proc´ed´es de rayonnement de continuum tels que l’´emission synchrotron et la diffusion Compton. Ils m`enent ´egalement `a des processus physiques exotiques tels que la production de paire par un seul photon, la polarisation du vide et le d´edoublement de photon, des ph´enom`enes qui ne peuvent pas ˆetre reproduits en la- boratoire. Bien que la plupart des jeunes pulsars semblent atteindre leur maximum de luminosit´e dans le domaine des rayons γ de faible ´energie, leur flux relativement faible

les rendent difficiles `a d´etecter, ce qui explique qu’une poign´ee seulement aient pu ˆetre ´etudi´es jusqu’ici. Enrichir les statistiques permettra l’´etude des courbes de lumi`ere sur une gamme d’´energie beaucoup plus large que ce qui est accessible aujourd’hui, fournissant des ´el´ements cruciaux sur la physique de l’acc´el´eration dans ces objets.

Sonder les champs magn´etiques ultra-intenses des magn´etars. Les magn´etars repr´esentent une classe d’objets compacts extrˆemes qui poss`edent un champ magn´etique tr`es ´elev´e, de l’ordre de 1014−15 _{Gauss, bien au del`a de la valeur critique de champ ma-}

gn´etique pour l’apparition des effets exotiques de QED. Ces objets sont en fait des ´etoiles `

a neutrons particuli`eres, qui tirent leur ´energie de la d´ecroissance de leur champ magn´e- tique. Tr`es r´ecemment notre connaissance sur des magn´etars s’est ´enorm´ement am´elior´ee. Le r´esultat le plus saisissant est la d´etection de queues spectrales dures puls´ees dans les spectres de six magn´etars se trouvant dans un ´etat spectral calme. Les limites sup´erieures obtenues par CGRO/COMPTEL dans le r´egime du MeV sugg`erent une coupure spectrale nette entre 200 keV et 1 MeV, d´emontrant que ces ´etoiles `a neutron exotiques ´emettent une fraction substantielle de leur ´energie dans la bande (ignor´ee auparavant) des rayons γ de faible ´energie.

La d´etermination de l’endroit pr´ecis de la coupure spectrale contraindrait de mani`ere significative les mod`eles th´eoriques, la plupart du temps bas´es sur l’acc´el´eration des parti- cules dans des configurations de boucles magn´etiques entortill´ees. De plus, un instrument suffisament sensible pour ´etablir le spectre d´etaill´e d’un magn´etar pourrait mener `a la d´etection de structures spectrales fines (raies cyclotron) `a partir desquelles l’intensit´e du champ magn´etique et sa topologie peuvent ˆetre d´etermin´ees directement. Enfin, la mesure de la polarisation de l’´emission d’un magn´etar sonderait l’importance du d´edoublement magn´etique des photons se produisant dans la magn´etosph`ere (le niveau de polarisation attendu est de l’ordre de 25 % dans ce cas).

Rep´erer les sites d’´emission dans la magn´etosph`ere des pulsars. Malgr´e des d´ecennies de mod´elisation th´eorique, l’emplacement des sites de production et la nature de l’´emission de haute ´energie sont encore peu clairs dans le cas des pulsars puisant leur ´energie de leur moment angulaire. Les mod`eles les plus d´evelopp´es supposent comme emplacement d’´emission de haute ´energie les cornets polaires (polar-cap accelerator), ou des cavit´es dans la magn´etosph`ere externe (outer-gap accelerator), juste `a l’ext´erieur des derni`eres lignes de champ ferm´ees, comme montr´e sur la figure 1.9 [Hirotani, 2006]. Les pr´evisions concernant les spectres de phases r´esolues, la morphologie des impulsions et la polarisation aux hautes ´energies sont tr`es diff´erentes selon ces mod`eles. Les observa- tions dans le domaine γ nucl´eaire joueront donc un rˆole d´ecisif dans leur discrimination. En combinant spectroscopie, timing et mesures de polarisation, un instrument `a lentille de Laue permettrait d’identifier les emplacements de production de l’´emission de haute ´energie dans la magn´etosph`ere des pulsars.

Les pulsars, sources de positrons ? La plupart des th´eories courantes au sujet des magn´etosph`eres de pulsar exigent la formation d’un plasma de paire de ´electron-positron, les pulsars ´etant potentiellement un contributeur important au budget galactique de po-

Fig. 1.9: Mod`ele des sites d’´emission potentiels dans la magn´etosph`ere d’un pulsar : polar-gap accelerator au niveau du cornet polaire, et outer-gap accele- rator juste `a l’ext´erieur des derni`eres lignes de champ ferm´ees . Reproduit de [Hirotani, 2006].

sitron. Cependant, except´e des d´eclarations non confirm´ees de d´etection de la raie d’an- nihilation redshift´ee dans la n´ebuleuse du Crabe [Gilfanov et al., 1994], la signature d’an- nihilation pr´edite a jusqu’ici ´echapp´ee `a la d´etection. Un t´elescope `a lentille de Laue permettrait d’effectuer une recherche approfondie des signatures d’annihilation dans les pulsars, fournissant une mesure directe de leur ´emissivit´e de positron. De plus, l’analyse de la forme de la raie permettra de sonder l’emplacement de production et ses conditions physiques.

Acc´el´eration de particules dans les n´ebuleuses de pulsar. Les jeunes pulsars ac- tifs sont souvent enfonc´es dans une n´ebuleuse constitu´ee du vent de particules relativistes ´emises (PWN : Pulsar Wind Nebula), dans lesquelles la plupart de l’´energie dissip´ee par rotation est absorb´ee par l’interaction entre les particules du vent et la mati`ere consti- tuant l’environnement direct du pulsar. Le d´ecouplage par l’analyse de synchronisation du signal puls´e peut fournir des informations sur la physique agissant dans la magn´etosph`ere et l’environnement proche de ces syst`emes.

R´ecemment, des observations depuis le sol avec les t´elescopes Cherenkov HESS et MA- GIC ont ´etabli les PWNe comme ´etant une classe importante de sources galactiques de rayons γ. Des contre-parties dans les rayons X et γ de faible ´energie ont ´et´e d´etect´ees par INTEGRAL [Ubertini et al., 2005 ; Malizia et al., 2005]. Il a ainsi ´et´e possible de d´emon- trer que dans certains cas, les spectres des PWNe peuvent ˆetre expliqu´es par l’´emission synchrotron des mˆemes ´electrons qui sont responsables de l’´emission au TeV d´etect´ee par les t´elescopes Cherenkov, produite par des interaction Compton inverses. Augmenter la taille de l’´echantillon observ´e dans les rayons γ de faible ´energie permettrait pour la pre- mi`ere fois de r´ealiser une ´etude statistique. De plus la r´esolution angulaire offerte par une lentille de Laue permettrait de r´esoudre spatialement les PWNe, ce qui serait un grand pas vers la compr´ehension des ´echanges d’´energies s’y d´eroulant.

Chapitre 2

Pourquoi une lentille gamma ?

Comme nous venons de le voir au chapitre pr´ec´edent, les avanc´ees dans le domaine de l’astrophysique nucl´eaire ont toujours ´et´e li´ees `a des progr`es instrumentaux. Nous allons voir dans ce chapitre sur quels principes fonctionnent les t´elescopes γ qui ont montr´e les meilleurs performances. Cela permet de cerner leurs points forts, mais aussi leurs limites, ce qui est la premi`ere ´etape pour cr´eer une nouvelle g´en´eration d’instruments plus performants. A partir de l`a nous verrons le principe d’un t´elescope bas´e sur une lentille γ, et ce qu’il peut apporter `a l’astrophysique nucl´eaire.

2.1

Les instruments existants

Tous les instruments du domaine gamma nucl´eaire utilis´es jusqu’`a aujourd’hui ont en commun de ne pas avoir de syst`eme de focalisation. Cela implique qu’il faut inventer des syst`emes alternatifs pour reconstruire la direction d’arriv´ee des photons, condition sine qua none pour remonter `a la position de la source dans le ciel et donc r´ealiser `a propre- ment parler un t´elescope. Les deux principes de reconstruction de la direction d’incidence actuellement utilis´es sont la modulation d’ouverture et la reconstruction Compton. Ces deux principes sont pr´esent´es dans les sections suivantes.

Une autre cons´equence de l’absence d’optique focalisante pour les rayons γ est que de fait, la surface de collection est donn´ee par la surface du d´etecteur lui mˆeme. C’est ce point en particulier qui limite beaucoup la sensibilit´e des instruments. En effet, dans l’espace le taux de comptage de bruit de fond induit dans un d´etecteur est approximativement proportionnel `a son volume, du fait de l’environnement radiatif au voisinage de la Terre (ceintures de van Allen, ´eruptions solaires, rayonnement cosmique). Cela implique que la sensibilit´e n’augmente qu’avec la racine carr´e de la surface des d´etecteurs (voir Annexe D), ce qui commence `a poser un probl`eme vu les dimensions des instruments actuellement en service. Toutefois, cela n’est plus vrai dans le cas d’un d´etecteur Compton tra¸cant la trajectoire de l’´electron de recul, comme nous allons le voir dans la section 2.1.4.

Mais avant de voir le principe des instruments existants, voyons d’abord le principe de d´etection des rayons γ.