Autres sources

Sursauts gamma

Les sursauts gamma (ou GRB pour Gamma-Ray Bursts) sont des bouées de rayons gamma apparaissant aléatoirement dans le ciel. Ils sont liés à des explosions extrêmement énergétiques qui ont lieu à des distances très lointaines (le plus grand redshift mesuré pour un GRB est de

z=8.3 [Chandra 2011]). On les divise généralement en deux groupes en fonction de leur durée :

les sursauts courts (durant quelques secondes maximum) et les sursauts longs (supérieurs à 2 secondes). Il semblerait que ces deux classes résultent de diérents types de progéniteurs. Les sursauts longs sont généralement associés à l'eondrement d'étoiles massives en rotation rapide créant un trou noir. L'origine des sursauts courts est plus ambiguë, mais leur durée très brève laisse entrevoir des progéniteurs très compacts, les candidats favoris étant les coalescences d'étoiles à neutrons. Le maximum d'énergie de ces sursauts est situé autour du keV mais pourrait s'étendre jusqu'au TeV.

La diculté principale pour observer ces sursauts réside dans leur distribution isotrope dans le ciel et leur brièveté. Les satellites avec un grand champ de vue sont privilégiés pour les détecter et vont pouvoir alerter les télescopes à pointé immédiatement après l'observation d'un sursaut.

Certains satellites sont dédiés à l'étude des GRBs, comme le satellite Swift par exemple, qui les observe en rayons X, UV et en optique. Le satellite Fermi possède également un instrument spécialisé dans la recherche de GRBs : le GBM (Gamma-Ray Burst Monitor) qui a permis

de détecter près de 500 sursauts gamma après deux ans d'observation [Paciesas 2012] (voir le

chapitre 5 pour plus de précisions sur ce détecteur).

En étudiant ainsi les propriétés spectrales et temporelles de 17 GRBs observés par l'instru-

ment LAT du satellite Fermi, [Zhang 2011] ont pu ainsi distinguer trois composantes spectrales

diérentes (voir gure 4.26) : une composante thermique (II), une composante non thermique (I) et une troisième composante en loi de puissance (III). Cette dernière pourrait s'étendre jusqu'au TeV et être observable par les télescopes de type Tcherenkov.

Cependant, outre le caractère transitoire et bref de ces sursauts, il existe une autre diculté pour l'observation au TeV : comme les sursauts sont souvent très lointains leur émission à haute énergie va être atténuée par la création de paires sur les photons de l'EBL (voir chapitre 3). Seuls les sursauts avec un redshift z<0.5 peuvent donc être observés.

4.2. Sources extragalactiques 91

Figure 4.26  Schématisation des trois composantes spectrales formant l'émission prompte de

GRBs observés par Fermi [Zhang 2011]. I : composante non thermique, II : composante quasi-

thermique, et III : composante supplémentaire en loi de puissance qui s'étend à plus haute énergie mais présenterait une coupure dans la gamme en énergie accessible par Fermi (environ 1 TeV).

Matière noire extragalactique

Comme on l'a vu au chapitre 3, l'annihilation de particules de matière noire pourrait créer des rayons gamma. Ainsi certains sites supposés contenir de la matière noire sont privilégiés pour la recherche de cette signature particulière. Outre le centre de la Galaxie mentionné dans la section 4.1.5, certains sites extragalactiques sont également de bons candidats comme les galaxies naines sphéroïdales du groupe local. En eet, contrairement au centre galactique où la superposition de contreparties possibles est importante, ces galaxies sont beaucoup moins sujettes à la contamination par d'autres sources. Un certain nombre de ces objets a ainsi été observé mais aucun signal n'a pu être détecté. Des limites supérieures sur la section ecace

Deuxième partie

Chapitre 5

Les détecteurs en astronomie gamma

Sommaire

5.1 Les satellites . . . 96 5.1.1 Bref historique . . . 96 5.1.2 Fermi . . . 97 5.2 Les détecteurs au sol . . . 98 5.2.1 Les gerbes atmosphériques . . . 98 5.2.2 Les détecteurs de particules . . . 102 5.2.3 Les télescopes à eet Tcherenkov . . . 107 5.3 Le réseau de télescopes H.E.S.S. . . 111 5.3.1 Structure et miroirs . . . 111 5.3.2 Caméras . . . 113 5.3.3 Déroulement des observations . . . 116 5.3.4 H.E.S.S. II . . . 117 5.4 Projets futurs . . . 118

Le domaine gamma, correspondant à des énergies supérieures à 30 MeV environ, présente des caractéristiques spéciques qui nécessitent diérentes techniques de détection. Une des limitations à l'observation des rayons gamma provient de leur ux qui dépend de l'énergie selon une loi de puissance et qui est donc particulièrement faible à très haute énergie. Par conséquent, les surfaces de détection doivent être relativement grandes pour pouvoir observer susamment de gammas et en détecter les sources. Une autre diculté est liée au fait que l'atmosphère terrestre est opaque au rayonnement électromagnétique à ces énergies. Deux solutions sont alors possibles : la première nécessite d'observer depuis l'espace grâce à des satellites. Cette solution est parfaitement convenable tant que le ux est susamment important (jusqu'à 100 GeV environ). À plus haute énergie il faut en revanche redescendre sur Terre et faire de la détection indirecte. Cette technique tire parti des propriétés des gerbes atmosphériques créées par les gammas à leur entrée dans l'atmosphère. Il existe deux grands types de détection indirecte : l'observation des particules produites dans la gerbe ou du rayonnement Tcherenkov qu'elles induisent. Nous verrons les avantages et inconvénients associés à chaque technique par la suite.

Ces diérentes techniques de détection sont complémentaires et présentent l'intérêt de cou- vrir une large bande en énergie permettant d'étudier en détail les processus à l'origine de la production des rayons gamma. De plus, il existe des zones de recouvrement accessibles par

diérentes techniques (notamment entre 30 et 300 GeV) ce qui permet de faire des vérications croisées entre les diérents instruments.

Dans ce chapitre, nous allons tout d'abord décrire les expériences en satellite concernant les plus basses énergies du domaine gamma, puis nous verrons les diérents types de détecteurs au sol. Enn nous détaillerons les caractéristiques du réseau de télescopes H.E.S.S. dont les techniques d'analyse et les données seront utilisées dans les chapitres suivants.

5.1 Les satellites