Les ceintures de radiation et l’anomalie magn´etique de l’Atlantique Sud

Les particules charg´ees du vent solaire (´electrons et protons) voient leur trajectoires modifi´ees par les lignes de champ magn´etique. Certaines restent pi´eg´ees dans les ceintures de radiations ou ceintures de van Allen. Les particules font alors des aller-retours, `a grande vitesse, rebondissant d`es lors qu’elles s’approchent trop des pˆoles. La ceinture de protons s’´etend entre 1000 et 15000 km d’altitude. La ceinture d’´electrons s’´etend quant `a elle jusqu’`a 50000 km. Le d´eplacement et l’inclinaison de l’axe g´eomagn´etique par rapport `a l’axe de rotation terrestre rapprochent les ceintures de la partie australe de l’oc´ean Atlantique (anomalie sud-atlantique).

1. On parle d’´ev´enement simple lorsqu’un seul ´ev´enement est d´etect´e sur un ELS dans un intervalle de 10 µs. Cela inclut les ´ev´enements qui sont enregistr´es sur le d´etecteur dans un intervalle de 10 µs dans des ELS diff´erents (voir section 2.1.2).

L’inclinaison de l’orbite de SVOM est de 30 degr´es et l’altitude du satellite est de 650 km. Cela a pour cons´equence que le satellite SVOM sera soumis `a cet environnement magn´etique sp´ecifique, recevant les flux intenses de particules charg´ees (majoritairement des protons) qui interdiront toute observation scientifique. Au niveau de cette zone, les d´etecteurs seront coup´es pour se pr´emunir de la saturation de la m´emoire des calculateurs embarqu´es.

Des simulations ont ´et´e r´ealis´ees par Patrick Sizun (SEDI) en utilisant le mod`ele Geant 4 afin d’estimer le nombre de particules charg´ees (´electrons et protons) qui arriveraient sur le d´etecteur pendant le passage du satellite dans la SAA et en sortie de SAA (Sizun, 2011). Le mod`ele du spectre des particules pi´eg´ees a ´et´e d´etermin´e en utilisant le mod`ele OMERE2 (Outil de Mod´elisation de l’Environnement Radiatif Externe) `a partir des caract´eristiques de l’orbite (Peyrard et al., 2004). OMERE calcule l’environnement spatial en terme de flux de particules charg´ees. Bien que le flux de protons soit plus intense, l’occupation spatiale des ´electrons est beaucoup plus importante le long de l’orbite du satellite : les ´electrons contribueront donc aussi au bruit de fond d’ECLAIRs. Le flux de protons arrivant sur le satellite, va provoquer une activation des mat´eriaux qui produiront un exc`es de coups en sortie de SAA.

Dans le but d’une approche plus exp´erimentale, j’ai effectu´e une premi`ere ´etude sur le bruit de fond re¸cu par le GBM de la mission Fermi et par l’instrument BAT de Swift. `A partir de l’´evolution des taux de comptage au cours de l’orbite dans ces instruments, l’id´ee est d’extraire des informations int´eressantes pour ECLAIRs.

Le satellite Fermi est situ´e en orbite basse et l’inclinaison de son orbite est similaire `a celle de SVOM (28.5 degr´es). En revanche, les detecteurs GBM ne sont pas constitu´es du mˆeme mat´eriau que le d´etecteur ECLAIRs (voir section 1.1.3). La figure 3.3 montre le taux de comptage obtenu sur un des d´etecteurs NaI de GBM, le 5 septembre 2008. La variation du bruit de fond devient importante pour une ´energie inf´erieure `a 300 keV.

Swift poss`ede une orbite d’inclinaison de 20 degr´es : il passe dans la SAA pratiquement `a chaque orbite. Par ailleurs, BAT ressemble particuli`erement `a l’instrument ECLAIRs : mˆeme type de d´etecteurs similaires (CdZnTe), avec un masque cod´e et un blindage. La figure 3.4 pr´esente l’´evolution du taux de comptage en fonction du temps `a partir des donn´ees de l’ins- trument BAT de Swift, dans une p´eriode temporelle o`u il y a des changements de pointage du satellite, des passages du satellite dans la SAA. On observe les fluctuations li´ees `a la rigidit´e magn´etique.

La variation du nombre de coups attendus dans l’anomalie sud-atlantique peut ˆetre ´etudi´ee grˆace `a l’instrument BAT qui enregistre les coups durant la SAA. La figure 3.5 repr´esente le profil de l’anomalie sud-atlantique observ´e `a partir des donn´ees de l’instrument BAT `a bord de Swift. On a effectu´e un premier filtrage en conservant uniquement les taux de comptage de la carte sup´erieurs `a 10000 coups/s. Ensuite, on a calcul´e le rapport entre le taux de comptage et le niveau moyen hors SAA. Ce rapport varie de 1.2 `a 3 (voir l’´echelle de couleur de la figure). En sortie de SAA, le taux de comptage est doubl´e par rapport `a son niveau moyen.

Le temps de mont´ee se d´efinit comme le temps ´ecoul´e en entr´ee de la SAA, lorsque le taux de comptage atteint le triple de son niveau moyen. Lorsque ce taux de comptage est atteint, ECLAIRs coupera son acquisition de donn´ees pour se pr´emunir de la saturation de la m´emoire des calculateurs. Pour d´eterminer ce temps, on a mod´elis´e le bruit de fond en entr´ee de SAA par :    C(t) = b pour t < 0 , C(t) = b× et/τ _{pour t > 0 , .}

avec τ , un param`etre `a ajuster se d´ecrivant comme l’´echelle de temps caract´eristique de l’activa- tion des composants. Le valeur t = 0 est d´efinie comme le point de rupture entre un taux constant

Temps (heures)

Coup

s

/s

∆Eobs=101–295 keV

∆E_obs=295–540 keV ∆E_obs=540–693 keV

Figure 3.3 – Nombre de coups enregistr´es sur l’instrument GBM de Fermi en fonction du temps en heures dans diff´erentes bandes d’´energie : 101-295 keV (bleue), 295-540 keV (vert) et 540-962 keV (rouge).

C(t) = b, avec b la valeur du bruit de fond peu avant la SAA. `A partir de la d´etermination de τ , on peut calculer le temps de mont´ee not´e t, tel que C(t)/C(0) = 3, c’est `a dire t = τ ln 3. La figure 3.6 montre l’histogramme du temps de mont´ee du nombre de coups enregistr´es sur le d´etecteur en entr´ee de SAA. Le temps de mont´ee moyen est de 75 s (et τ = 68.3 s).

Afin de mod´eliser les ´electrons pi´eg´es par le champ magn´etique en dehors de la zone dure de la SAA dans laquelle le syst`eme de d´etection est coup´e, nous avons ajout´e une composante uniforme sur le plan d´etecteur. Cette composante a un spectre plat entre 4 et 120 keV, et est constante dans le temps. Elle a ´et´e normalis´ee `a 0.003 coups/cm2/s/keV, soit b = 450 coup/s dans cette bande d’´energie, `a la suite de r´esultats de simulations Geant 4 (Sizun, 2011). Nous avons r´epartis uniform´ement en temps sur l’orbite cette composante, sans reproduire sa variabilit´e fine car elle est incertaine. Avec les donn´ees du satellite Hitomi sensible jusqu’`a 5 keV, il sera peut ˆetre possible d’affiner ce travail pour ECLAIRs.

3.3.3 Le rayonnement cosmique

Le rayonnement cosmique est un flux de particules (protons, noyaux) de haute ´energie qui circule dans le milieu interstellaire. Les particules les plus ´energ´etiques proviennent de l’espace interstellaire et intergalactique. Ces ions sont tr`es vraisemblablement acc´el´er´es dans les restes de supernova (voir par exemple Parizot 2014).

Le rayonnement cosmique de plus basse ´energie est form´e de noyaux d’hydrog`ene et d’ions lourds. Ils pourraient ˆetre form´es dans le gaz interstellaire qui p´en`etre l’h´eliosph`ere, puis entrain´es par le vent solaire. L’h´eliosph`ere agit sur la p´en´etration du rayonnement cosmique en fonction de l’activit´e solaire : le flux de rayonnement cosmique au voisinage de la Terre est maximal au

Temps (heures) Nombre de coup s Coups Swift [ /s ] L-shell magnetic ~ 1/cos(mlat)^2 Somme 15-25 keV 25-50 keV 50-100 keV 100-350 keV

Données BAT (6h après le 30/05/2006)

Figure 3.4 – Nombre de coups enregistr´es sur l’instrument BAT de la mission Swift (pas de temps 1 s) en fonction du temps (en heures) pour diff´erentes bandes d’´energie (15-25, 25-50, 50- 100 et 100-350 keV) et mod´elisation de la rigidit´e magn´etique (en vert). On note qu’un sursaut est pr´esent dans le champ de vue entre la 197`eme et la 198`eme heure.

Longitude (°) La tt itud e (° ) Bande 100-350 keV Augmentation coups / moyenne

Figure 3.5 – Profil de l’anomalie sud-atlantique observ´e `a partir des donn´ees de l’instrument BAT `a bord de Swift (pas de temps utilis´e 1 s).

Temps (s) N o m b re d e co up s en re gi st ré s su r B A T ( 1 s)

Délai (s) pour que le niveau du bruit de fond soit multiplié par 3

N o m b re d e p a ss a ge s d a n s la S A A

Figure 3.6 – `A gauche : nombre de coups enregistr´es sur l’instrument BAT de la mission Swift en fonction du temps (en secondes) dans la bande d’´energie 15-150 keV. Les taux tr`es ´elev´es correspondent au moment o`u le satellite est dans la zone SAA. `A droite : histogramme du temps de mont´ee du nombre de coups enregistr´es sur le d´etecteur en entr´ee de SAA obtenu `a partir des donn´ees de Swift lorsque le niveau du taux de comptage est multipli´e par 3.

minimum d’activit´e solaire.

Une particule du rayonnement cosmique produira une gerbe qui provoquera un suppl´ement soudain de coups enregistr´es sur le d´etecteur `a un instant pr´ecis. Un nombre important de pixels d´etecteurs seront touch´es au mˆeme moment, ce qui classera cet ´ev´enement comme un ´ev´enement

multiple. Ce bruit sera supprim´e lors de l’analyse du taux de comptage par les algorithmes

embarqu´es car seuls les ´ev´enements ditssimplessont pris en compte. L’estimation du nombre

d’´ev´enements simples en provenance des rayons cosmiques (protons, particules alpha, carbone, oxyg`ene et fer) s’´el`eve `a 22 coups/s et hors ´ev´enements saturants (Sauvageon, 2009).

De ce fait, nous ne mod´eliserons pas le rayonnement cosmique dans les simulations de per- formance.