Choix de la source

Nous avons vu dans le chapitre pr´ec´edent qu’il ´etait possible de tester la lentille au sol avec une source `a grande distance (voir _{§ 2.3.6 page 98). N´eanmoins, un tel test n’est} pas aussi repr´esentatif qu’une observation sur une source astrophysique pour (au moins) les raisons suivantes :

– Mˆeme `a une distance de 200 m, la source ne peut pas ˆetre consid´er´ee comme `a l’infini. Par exemple, un ´ecart inf´erieur `a 1 keV sur l’´energie de diffraction (par rapport au cas infini) n´ecessiterait une distance de la source de l’ordre du kilom`etre. – Le flux incident au sol (g´en´erateur X) est beaucoup plus important (d´etection en quelques secondes) que le flux d’une source astrophysique (d´etection en plusieurs heures au mieux).

– Le niveau et l’origine du bruit de fond dans les d´etecteurs n’est pas repr´esentatif des conditions spatiales. L’activation par les rayons cosmiques domine `a haute altitude tandis que le bruit de fond au sol est principalement dˆu `a la radioactivit´e naturelle et l’environnement (terre, air, etc.)

Une observation astrophysique est ´evidemment plus repr´esentative mais comporte cepen- dant d’autres contraintes (li´ees aux raisons ´evoqu´ees pr´ec´edemment). Tout d’abord, ´etant donn´e le faible flux incident et le fort bruit de fond dans les d´etecteurs, le temps d’observa- tion est n´ecessairement long (plusieurs heures pour les sources les plus puissantes). Dans le cas d’un vol stratosph´erique, la pr´ecision de pointage et l’absorption atmosph´erique apportent des contraintes suppl´ementaires. Le coˆut est aussi beaucoup plus important et la flexibilit´e d’observation (r´eponse hors-axe par exemple) r´eduite.

Une autre contrainte inh´erente aux vols ballon est la courte longueur focale disponible (au plus quelques m`etres) impos´ee par les r´esistances structurelles, la pr´ecision de pointage et le poids maximum de la nacelle (500 kg pour un vol en France). Ceci implique une ´ener- gie diffract´ee relativement basse (moins de 200 keV) et une surface efficace (li´ee au rayon et `a l’ordre des plans cristallins) relativement faible. L’´energie diffract´ee doit aussi ˆetre suf- fisamment ´eloign´ee des raies de bruit de fond afin de faciliter la d´etection. Ces contraintes justifient le dimensionnement de la lentille tel que d´ecrit dans le_{§ 2.2.1.2 page 59 (´energie} diffract´ee de 170 keV pour une distance focale de 2,77 m).

De plus, l’objectif de l’observation ´etant de tester la lentille γ (notamment son effica- cit´e), la source choisie doit ˆetre bien connue (spectre et flux), stable, compacte et, ´etant donn´e la faible surface efficace, forte. D`es lors, la n´ebuleuse du Crabe apparaˆıt comme une source de choix pour plusieurs raisons :

– Elle constitue la source la plus forte du ciel gamma. A ce titre, elle a ´et´e l’objet d’´etudes approfondies et est consid´er´ee comme une “chandelle standard” en astro- nomie des hautes ´energies.

– Le spectre ´emis est essentiellement un continu pr´esentant un flux important et stable `a 170 keV.

– Son ´etendue spatiale est faible.

Caract´eristiques de la N´ebuleuse du Crabe

La n´ebuleuse du Crabe est probablement l’astre le plus ´etudi´e en dehors des corps du syst`eme solaire. La n´ebuleuse du Crabe est le reste d’une supernova, suppos´ee de type II, qui fut observ´ee par les Chinois et probablement par les indiens d’Am´erique le 4 juillet 1054 dans la constellation du Taureau. Son ´eclat resta alors visible dans la journ´ee pendant 23 jours. Red´ecouverte le 28 Aoˆut 1758 par Charles Messier, qui la prit d’abord pour une com`ete, elle constitue le premier objet (M1) de son fameux “Catalogue des N´ebuleuses et Amas d’´Etoiles”. Le Crabe comporte en fait deux composantes, la n´ebuleuse proprement dite et le pulsar central.

La n´ebuleuse est constitu´ee de la mati`ere ´eject´ee lors de l’explosion initiale. Elle oc- cupe aujourd’hui un volume d’environ 10 ann´ees-lumi`ere de diam`etre en expansion `a la vitesse de 1800 km/s. Ces informations g´en´erales (et bien d’autres) peuvent ˆetre trouv´ees dans Mitton [1978] et l’excellent site Internet sur le catalogue de Messier [SEDS, 2002]. Le pulsar est le fruit de l’effondrement gravitationnel du prog´eniteur de la supernova. Il est constitu´e d’une ´etoile `a neutrons en rotation rapide pourvue d’un tr`es fort champ magn´e- tique. Ayant ´et´e observ´e depuis d´ej`a longtemps, le Crabe est aussi r´ef´erenc´e sous plusieurs nom : NGC1952, M1, Taurus X-1, Taurus A, 3C144, PSRB0531+21 ou PSRJ0534+2200. Observ´ee dans tout le spectre ´electromagn´etique (des ondes radios au photons gamma de l’ordre du TeV), l’´emission continue du Crabe est interpr´et´ee comme la superposition d’un rayonnement synchrotron ´emis par les ´electrons spiralant dans le champ magn´etique de la n´ebuleuse, et de l’´emission due au pulsar lui-mˆeme, modul´ee par la rotation de l’astre. Kennel et Coroniti [1984a,b] fournissent une discussion d´etaill´ee et un mod`ele MHD de l’´emission synchrotron de la n´ebuleuse du Crabe. Un historique g´en´eral des ´etudes concernant les observations de la n´ebuleuse du Crabe `a haute ´energie (au-dessus de 1 keV) peut ˆetre trouv´e dans Peterson [1998]. Les caract´eristiques observationnelles du tableau 3.1 sont tir´ees de Taylor et al. [1993] et concernent le pulsar central (pris comme centre de l’´emission γ). La taille angulaire de la n´ebuleuse du Crabe en optique et radio est

Caract´eristique Valeur

Ascension droite 05h₃₄min₃₁s_{,973 ± 5}ms

D´eclinaison 22◦_{00’52”,06± 60}mas P 33,4033474094 ± 2.10−10 _ms ˙P 420,9599.10−15 _{± 2.10}−19 _s/s MJDP 48743,0 µA.D -12 ± 3 mas/an µDec -5 ± 4 mas/an MJDµ 40675,0 Distance 2_{± 0,5 kpc}

Tab. 3.1: Caract´eristiques observationnelles du pulsar du Crabe. Les coordonn´ees ´equa- toriales sont donn´ees `a la date de r´ef´erence J2000.0. La p´eriode de rotation et sa d´eriv´ee sont donn´ees pour l’´epoque MJDP. Le mouvement propre se rapporte `a la date MJDµ.

Donn´ees issues de Taylor et al. [1993].

de 100 keV [Pelling et al., 1987].

Le catalogue dress´e par Macomb et Gehrels [1999] regroupe les diff´erentes observations et caract´eristiques spectrales de 309 sources ponctuelles (dont le Crabe) en astronomie gamma. Le Crabe a ainsi ´et´e ´etudi´e de fa¸con intensive dans tout le domaine des hautes ´energies, de 1 keV jusqu’au del`a du TeV. Les spectres de la n´ebuleuse et du pulsar sont g´en´eralement param´etris´es par une loi de puissance en fonction de l’´energie. `A partir des observations effectu´ees avec l’exp´erience ballon GRIS, Bartlett [1994] propose deux pa- ram´etrisations du spectre entre 20 keV et 1 MeV : une loi de puissance simple (total, n´ebuleuse et pulsar) et un raccordement de deux lois de puissance (total et n´ebuleuse), permettant de prendre en compte un amollissement du spectre au-dessus de 100 keV. Les param`etres ajust´es dans ces deux cas sont donn´es dans les tables 3.2 (loi de puis- sance simple) et 3.3 (raccordement de deux lois de puissance). Les flux sont exprim´es en photons/s/cm2<sub>/keV avec une normalisation `a 100 keV. Ainsi, le flux s’exprime par :</sub>

F lux = F100 µ E 100 keV ¶−α photons/s/cm2/keV (3.1)

dans le cas d’un loi de puissance simple et par :

F lux =    F100 ³ E 100 keV ´−α1 si E < Ec, C³ E_E c ´−α2 si E > Ec. photons/s/cm2/keV, C = F100 µ Ec 100 keV ¶−α1

valeur requise pour assurer la continuit´e du spectre

(3.2)

dans le cas d’un raccordement de deux lois de puissance.

Source F100 α F170 10−5_ph/s/cm2 /keV 10−5_ph/s/cm2 /keV Pulsar 7,51 ± 0,32 2,05 ± 0,05 2,53 ± 0,19 N´ebuleuse 38,1 ± 0,5 2,14 ± 0,01 12,2± 0,3 Total 46,0 _{± 0,4} 2,12 _{± 0,01} 14,9_{± 0,2}

Tab. 3.2: Param`etres ajust´es en loi de puissance simple pour le flux incident du Crabe.

Source F100 α1 Ec α2 F170 10−5_ph/s/cm2 /keV keV 10−5_ph/s/cm2 /keV N´ebuleuse 41,3 _{± 2,1} 2,06_{± 0,05 61 ± 14 2,22 ± 0,04} 11,8 _{± 0,3}∗ Total 51,6 _{± 1,5} 2,00_{± 0,03} 60_{± 7} 2,22 _{± 0,03} 14,2 _{± 0,2}∗

∗ _{Les param`etres de cet ajustement ´etant fortement li´es, l’erreur sur le flux `a 170 keV est reprise du}

tableau 3.2.