Collaborations multi-longueurs d’onde

2.1

Brève histoire de l’astronomie

γ

spatiale

Afin de s’affranchir de l’atmosphère terrestre qui bloque irrémédiablement tous les rayonnements de plus courte longueur d’onde que la lumière visible, les astronomes dési- reux d’observer le ciel dans les UV, les rayons X et les rayons γ furent contraints d’utiliser des moyens tels que les ballons stratosphériques, les fusées sondes et les satellites artificiels pour s’élever au-delà des couches les plus opaques de l’atmosphère. Aux très hautes éner- gies (≥100 GeV), on ne s’affranchit plus de l’atmosphère qui est au contraire utilisée pour reconstruire l’origine et le flux des gerbes de particules énergétiques (HESS puis bientôt HESS II). La Figure 2.1 schématise la décomposition du rayonnement électromagnétique en plusieurs bandes d’énergie, des ondes radio (λ > cm) au rayonnement γ (λ < 1 Å). Les dénominations de ces domaines spectraux tiennent plus aux processus mis en jeu pour émettre ou détecter le rayonnement propre des photons qu’à leurs longueurs d’onde et énergies associées, exprimées en multiples de l’électron-volt (eV) pour les rayons X et γ. Il en résulte qu’à l’exception du domaine visible, les bornes des grandes divisions du spectre électromagnétique sont souvent mal définies et se chevauchent. Dans la suite de ma thèse, j’appellerai par convention les photons « X mous » ceux dont l’énergie est comprise entre 0,1 et 2 keV, « X » entre 2 et 10 keV environ, « X durs » entre 10 et 100 keV et « γ mous » entre 100 keV et 10 MeV. Le domaine des γ « classiques » (10 MeV–10 GeV) est celui où l’effet de paire domine (cf. les missions SAS 3, COS B ou GLAST) tandis que l’effet Tcherenkov est utilisé dans HESS pour les très hautes énergies (100 GeV–10 TeV).

L’échec des premières tentatives de mise en évidence de sources potentielles de rayon- nement γ s’explique en partie par la taille des détecteurs, trop petits pour collecter suffi- samment de photons émis par les sources γ (dont les flux sont faibles) et par le fait que le bruit de fond des particules énergétiques qui abondent dans l’espace avait été mal estimé.

2.1 Brève histoire de l’astronomie γ spatiale 51

Signalons cependant la première détection certaine d’un rayonnement γ d’origine extrater- restre lors d’une éruption solaire en 1958 (Peterson et Winckler, 1959). Dix ans s’étaient déjà écoulés depuis le lancement de Spoutnik 1 quand Fazio (1967) avoua qu’en raison de sévères handicaps expérimentaux, aucun photon γ émanant de sites localisés en dehors du système solaire n’avait été détecté avec certitude (alors que de nombreuses sources X étaient déjà connues, comme la nébuleuse du Crabe).

Les années 1967-1968 marquèrent un véritable tournant dans l’astronomie γ expéri- mentale avec deux découvertes majeures, la première concernant les rayons γ cosmiques (quelques centaines > 50 MeV) détectés pendant 16 mois (Clark et al. 1968) par les instru- ments embarqués du satellite américain OSO 3 ; la seconde obtenue le 4 juin 1967 suite à la détection à bord d’un ballon stratosphérique américain de photons γ d’énergie comprise entre 100 et 300 keV en direction de la nébuleuse du Crabe (Haymes et al. 1968). S’ensui- virent grâce à OSO 7, aux satellites américains de la série Vela et aux soviétiques Cosmos 461 de fructueuses découvertes pour la détection de l’émission γ provenant du disque ga- lactique, de la nébuleuse et du pulsar du Crabe ainsi que du Soleil en éruption. L’un des 16 sursauts γ observés de 1969 à 1972 avait d’ailleurs été détecté à bord de Cosmos 461. Traqués depuis plus de deux décennies, les sites d’origine de ces bouffées de photons γ, très brèves, mais très intenses, échappent encore à toute tentative d’identification avec des astres repérés à d’autres longueurs d’onde, accentuant l’incertitude quant à leur nature. Ensuite, la voie devint ouverte aux explorations plus approfondies. Plus généralement dans le domaine des rayons X et γ, après le célèbre Uhuru (1970–1973), sept petits satellites furent mis en orbite jusqu’à 1977 parmi lesquels OAO 3, OSO 7, 8, Vela 5A, SAS 3 (améri- cains), ANS (néerlandais) et Ariel 5 (anglais). Le satellite européen COS B (2 keV–5 GeV) lancé en août 1975 aura fourni après sept ans en orbite une image beaucoup plus détaillée de l’émission galactique que SAS 3 assortie d’un catalogue de sources γ où figurent deux pulsars radio ainsi qu’un quasar proche, le premier AGN jamais détecté dans cette bande d’énergie. Une nouvelle grande expérience lancée par la NASA, HEAO 1 (1977–1979), réa- lisa pour la première fois (malgré son champ de vue restreint par un collimateur à faible ouverture) un balayage complet des sources de la voûte céleste dans la bande des rayons X durs et des γ mous (jusqu’à 10 MeV) dont certaines avaient déjà été identifiées dans les X mous et classiques. L’expérience A4 de HEAO 1 a permis de publier un catalogue de plus de 40 sources actives entre 13 et 180 keV mais la résolution (∼1 à 2◦_{) et la sensibilité}

étaient limitées. HEAO 2 (l’observatoire Einstein) a réalisé une véritable révolution dans le domaine des basses énergies (< 4 keV), confirmé par EXOSAT puis par ROSAT (< 2 keV). Ce dernier détecta environ 150 000 sources X (histoire complète dans Bradt et al. 1992). Cet exploit est dû à l’emploi de miroirs X à focalisation par incidence rasante, ce qui permit d’atteindre des résolutions inférieures à 1′_{. Était-il possible de réaliser des progrès aussi}

remarquables dans le domaine des rayons X durs et des rayons γ ?

Après la disette des années 1980 suite au désastre de la navette spatiale Challenger qui devait mettre en orbite la nouvelle mission d’astronomie γ Compton-GRO, et suite à la cessation d’activité de COS B en 1982, il n’y eut plus que le satellite américain SMM en or-

bite et son spectromètre γ GRS, dévolus essentiellement à l’observation du Soleil. En 1987, l’observatoire X Röntgen monté sur le module Kvant de la station spatiale soviétique Mir entra en service juste à temps pour découvrir le rayonnement γ de basse énergie émis par SN 1987a, la supernova du Grand Nuage de Magellan, confirmé peu après par GRS et par d’autres spectromètres γ portés par ballons stratosphériques. Depuis le début des années 1990, une moisson de résultats scientifiques sans précédent arrive. L’observatoire Chan- dra (0,1–10 keV) fut lancé le 23 juillet 1999 pour l’étude des sources faibles à très haute résolution spatiale (moins de 1′′_{) et spectrale (sources dont l’absorption fut par ailleurs}

souvent déterminée), suivi de près par XMM-Newton (10 décembre 1999) opérant lui dans la bande d’énergie entre 0,1 et 10 keV. Enfin, c’est aussi grâce à une nouvelle génération de télescopes γ qu’a eu lieu une deuxième révolution scientifique : le télescope français SIGMA lancé en décembre 1989 à bord du satellite russe GRANAT et les quatre appareils à bord de CGRO, lancé en avril 1991 par la navette américaine Atlantis. En dehors des systèmes avec collimateurs, une nouvelle technique était en effet apparue, permettant à la fois de détecter et de localiser des photons X durs et γ avec succès : les télescopes à ouverture codée reposant sur des principes de fonctionnement que je détaille par la suite. Les premiers à employer de tels systèmes optiques pour l’astronomie des hautes énergies furent les Anglais vers 1975 avec SL 1005 (Proctor et al. 1979) ; vint ensuite le groupe de T. Prince à Caltech (Cook et al. 1984) sur le ballon GRIP. Une première utilisation fut celle de XRT sur le satellite Spacelab 2 par les Anglais (Birmingham) mais il ne couvrit que les énergies au-dessous de 30 keV (Skinner et al. 1987). Ce ne fut qu’après le succès de COS B (50 MeV–10 GeV) que l’astronomie γ européenne prit un essor considérable et engendra la naissance de grandes missions dans le domaine inexploré des X durs et des γ mous, avec GRANAT puis avec INTEGRAL.

2.2

Observer, détecter et localiser des photons

γ

Dans tous les domaines spectraux où l’on peut aisément réfléchir ou réfracter le rayon- nement, on accroît notablement la sensibilité des télescopes au moyen d’un collecteur de grandes dimensions, apte à concentrer par réfraction ou par réflexion le rayonnement inci- dent sur un détecteur de petite taille. Au contraire, dans le domaine des « X durs » et des rayons γ, la mise en œuvre de tels « concentrateurs » se heurte à des difficultés longtemps insurmontables : en effet, les distances inter-atomiques dans les solides (quelques Å) sont plus grandes que toutes les longueurs d’onde des domaines X durs et γ. Dans ces condi- tions, les astronomes furent contraints d’utiliser des télescopes spatiaux où le détecteur lui-même joue le rôle de surface collectrice. Pour accroître la sensibilité, on peut agir soit sur le temps d’observation, soit sur la surface détectrice. Cependant, leur accroissement devient incompatible avec les contraintes spatiales de réalisation et de coûts. Opérer en orbite, donc au-delà des couches les plus denses de l’atmosphère, implique un bruit de fond difficile à réduire et l’utilisation de blindages épais. Des études actuelles portent sur la faisabilité technique de la focalisation du rayonnement de haute énergie. Une application

2.2 Observer, détecter et localiser des photons γ 53

possible est la lentille γ, fondée sur le concept de la diffraction de Laue. L’autre possibilité, plus attrayante, est d’étendre la technique de réflexion à incidence rasante au domaine des hautes énergies en augmentant la focale des télescopes X. La mission Simbol-X (Ferrando et al. 2004, 2005) prévoit la mise en orbite en 2013 d’un télescope à incidence rasante (avec miroirs paraboliques et hyperboliques emboîtés de type Wolter I), principe réservé jusqu’alors aux rayons X d’énergie inférieure à 10 keV. Il est prévu d’employer un télescope de très longue focale s’appuyant sur deux satellites évoluant en formation à 30 m environ l’un de l’autre.

Les photons associés aux rayonnements électromagnétiques de grandes longueurs d’onde (comme ceux du domaine radio, voir Figure 2.1) sont de si faible énergie qu’il est prati- quement impossible de les détecter individuellement. En revanche, ils sont produits en si grande quantité dans les sites cosmiques que les télescopes en collectent toujours suffisam- ment pour qu’ils soient mis collectivement en évidence par l’onde qui leur est associée. Au contraire, les photons X et γ sont toujours détectés individuellement, sans qu’il soit fait appel à leur propriétés ondulatoires : cette détection implique en général leur interaction avec la matière par effet photoélectrique (un photon est complètement absorbé en éjectant un électron lié d’un atome du milieu détecteur), par diffusion Compton (un photon cède une partie de son énergie à un électron des atomes du milieu détecteur) et par effet de paire (création par un photon incident d’énergie >1,022 MeV d’une paire d’électron-positron dans un champ électrique intense, près d’un noyau atomique). Ces mécanismes d’interaction avec un milieu matériel sont des fonctions complexes du numéro atomique Z du matériau cible et de l’énergie du photon incident (qui est alors transférée aux électrons). Le grand pouvoir de pénétration des photons γ conduit à choisir un matériau détecteur de densité de surface élevée (quelques g cm−2_{) apte à faire interagir les photons γ. Plusieurs méthodes expéri-}

mentales de détection existent (détecteurs à gaz, scintillateurs, semi-conducteurs) mais ne permettent pas à elles seules de remonter à la direction d’origine des photons γ incidents. Une solution consiste à disposer dans le champ de vue du plan détecteur un dispositif optique qui tire parti du fait que les photons se propagent en ligne droite. Les télescopes qui opèrent dans la bande des photons X durs et γ de basse énergie (où l’absorption photoélectrique est dominante) ont souvent recours à des montages de ce type. En effet, contrairement aux deux autres mécanismes interactifs à l’œuvre dans ce domaine d’énergie, l’effet photoélectrique ne fournit aucun indice exploitable quant à la direction du photon incident. Un collimateur est sans conteste le dispositif optique le plus simple pour la déter- miner. Un tube aux parois absorbantes est disposé face au détecteur et seuls les photons se propageant plus ou moins parallèlement à l’axe du tube parviennent jusqu’au détecteur, dont l’axe peut pivoter pour balayer régulièrement la voûte céleste et repérer des taux de comptage d’accroissement significatif. Pour repérer les sources dont on suppose connue la position dans le ciel, on met en œuvre la technique dite du « ON-OFF » dont le principe est le suivant :

• une première pose « ON » est prise en pointant le champ supposé contenir la source : le détecteur mesure un taux de comptage combinant la contribution de la source et du bruit

de fond ;

• puis une deuxième pose « OFF » est menée en pointant cette fois un champ adjacent supposé vide de source, appelé champ de référence.

Le signal induit par la source est alors la soustraction des deux taux des poses précé- dentes. Cette méthode souffre de deux types de limitation : les problèmes (propres à tous les domaines spectraux) engendrés par la présence d’autres sources inconnues, tant dans le champ de vue que dans celui de référence (problème de confusion des sources puisque le collimateur n’est pas un imageur), et problème d’estimation correcte du bruit de fond. En effet, les flux émis par les sources de photons X durs et γ sont très faibles tandis que le bruit de fond qui affecte les mesures est proportionnellement plus intense. Il doit être estimé avec soin : pour obtenir une bonne signification statistique, les durées des poses « ON » et « OFF » doivent être assez longues (de plusieurs semaines à plusieurs jours). En revanche, le bruit de fond induit par l’environnement rayonnant à bord du satellite peut varier sur des échelles de temps beaucoup plus courtes. L’intensité du bruit de fond est donc différente (et peut aussi évoluer) entre la pose « ON » et la pose « OFF », amenant une fausse estimation du signal induit par la source. Même avec une succession rapide des poses pour pallier ces effets, on perd alors du temps et un suivi continu de l’objet, le plus souvent lui-même très variable. C’est pourquoi un dispositif à ouverture codée a été choisi pour les instruments principaux à bord d’INTEGRAL, que je vais maintenant présenter en détail.

2.3

Une mission dédiée aux images et aux études spectrales

à haute énergie

L’observatoire INTEGRAL, qui signifie INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Labo- ratory, est fondé sur l’emploi complet des systèmes à masque codé pour les trois télescopes opérant à haute énergie. Il embarque aujourd’hui le seul imageur dans les rayons X et les γ mous alors que la plupart des technologies précédentes et en cours fonctionnent sur le principe de collimateur. Les instruments d’INTEGRAL permettent avec une sensibilité et une précision inégalées d’observer simultanément sur une large couverture spectrale des objets auparavant non résolus et/ou trop faibles. Comme les sources X et γ sont souvent situées dans des régions denses, un imageur de haute précision angulaire, de bonne résolu- tion spectrale et couvrant une large bande d’énergie est nécessaire afin de ne pas confondre ces sources, la plupart d’entre elles étant ponctuelles (excepté lors de phénomènes d’éjec- tion). Outre les images obtenues en exploitant au maximum les propriétés du masque codé, les diagnostics en notre possession sont d’ordre spectral, ce qui implique de longues ob- servations pour étudier l’évolution des sources, et temporel, ce qui nécessite une grande surface collectrice des instruments. C’est le pari que remplit la mission INTEGRAL dont les instruments et leurs fonctionnements sont détaillés ci-après.

2.3 Une mission dédiée aux images et aux études spectrales à haute énergie 55

2.3.1 Objectifs scientifiques

La mission INTEGRAL a pour but principal l’exploration approfondie des sites célestes émissifs dans la bande spectrale de 17 keV à 10 MeV. Toute la panoplie des sites actifs de la galaxie est en effet un objectif de choix : citons par exemple les étoiles effondrées en objets compacts (étoiles à neutrons et trous noirs), les sources transitoires (les novae X à trou noir comptent parmi les cibles privilégiées d’une telle mission), les sites où sont relâchés des produits récents de nucléosynthèse (étoiles évoluées, novae, supernovae), les restes de supernovae, les sites actifs d’accélération de particules et de phénomènes non thermiques et les sources interstellaires de la Voie Lactée émettant des raies γ (bulbe galactique et régions internes de la galaxie). Dans le domaine extragalactique, l’étude des noyaux de galaxies les plus actifs dans le domaine des rayons X durs et des rayons γ de basse éner- gie doit s’avérer beaucoup plus fructueuse que celle pratiquée par le télescope français SIGMA à bord de GRANAT et par les instruments de CGRO compte tenu de la haute sensibilité des instruments d’INTEGRAL dans la partie - à plus basse énergie - de leur domaine spectral. Les instruments d’INTEGRAL sont également en mesure d’étudier la contrepartie à basse énergie des sources actives à (très) haute énergie (comme les blazars) ainsi que l’émission des particules accélérées confinées dans les amas de galaxies. Citons enfin la capacité d’INTEGRAL à détecter et à localiser en temps réel et avec précision (∼ une minute d’angle) une douzaine de sursauts γ par an, capacité seulement dépassée depuis peu par les instruments à bord de la récente mission Swift (lancée fin 2004) dédiée aux sursauts γ (Chapitre 1.7).

2.3.2 Sélection du projet par l’ASE et lancement

La mission INTEGRAL (Winkler et al. 2003) est fondée sur la mise en œuvre simultanée du télescope IBIS (Imager on Board the INTEGRAL Satellite, Ubertini et al. 2003) apte à fournir des images à haute résolution angulaire et une information spectrale à moyenne résolution et du spectromètre SPI (SPectrometer for INTEGRAL, Vedrenne et al. 2003) chargé de la spectroscopie γ à haute résolution. INTEGRAL inclut également deux mo- niteurs, JEM-X (Joint European Monitor, Lund et al. 2003) et OMC (Optical Monitor Camera, Mas-Hesse et al. 2003), opérant respectivement dans la bande des rayons X de 3 à 35 keV et dans le visible, de 550 à 850 nm. OMC a un champ de vue de 5 degrés carrés et fournit des observations des sources du ciel jusqu’à une magnitude d’environ 18. La Figure 2.2 schématise le satellite et l’agencement des quatre instruments à bord. La nature observatoire de la mission repose sur le consortium fondé par les instituts européens et sur l’ISDC (INTEGRAL Science Data Center, Courvoisier et al. 2003) dont la tâche principale est de permettre aux non spécialistes de mener à bien les observations avec INTEGRAL.

La mission INTEGRAL a été sélectionnée en juin 1993 par le comité des programmes scientifiques de l’Agence Spatiale Européenne (ASE). Pour maintenir son coût (300 mil- lions d’euros entre le développement et la construction) dans les limites de celui d’une

IBIS

JEMX 1&2

SPI OMC

IREM

Fig. 2.2 – Disposition des quatre instruments à bord d’INTEGRAL et d’IREM (moniteur de

particules).

mission moyenne de la programmation à long terme de l’ASE (programme Horizon 2000), INTEGRAL bénéficie d’un véhicule spatial identique à celui de la mission XMM-Newton, d’un lancement par une fusée Proton fournie par la RKA (l’Agence Spatiale Russe) et de moyen de réception de données incluant une contribution de la NASA. La réalisation des équipements scientifiques et du centre des données scientifiques fut à la charge des états membres de l’ASE, avec une contribution d’autres états (incluant par exemple la Pologne et les États-Unis). Les instruments ont été sélectionnés lors du premier semestre de 1995, en réponse à un appel d’offres émis en juillet 1994. Le satellite INTEGRAL a été lancé par une fusée Proton le 17 octobre 2002 à 6h41 (TU) depuis le cosmodrome de Baïko- nour au Kazakhstan. La phase d’étalonnage, Commissionning ou Preliminary-Verification (PV-) Phase, a duré 2 mois et demi et le programme d’observations a commencé en janvier 2003. Après 3 années d’observations fructueuses, en raison du parfait état opérationnel des instruments et de publications de qualité, la mission a été reconduite par l’ASE jusqu’à 2008–2010.

2.3.3 Description de l’orbite et des pointés

Au début, INTEGRAL évoluait peu après son lancement sur une orbite elliptique dont le périgée était situé à 9 000 km et l’apogée à 153 000 km, pour une durée complète de 72 h par révolution. Les instruments étaient inactifs au cours de la plongée du satellite dans les

2.3 Une mission dédiée aux images et aux études spectrales à haute énergie 57

ceintures de rayonnement de la Terre, encore connues sous le nom de ceintures de van Al- len, constituées majoritairement d’électrons et de protons dont les énergies se situent entre quelques MeV et quelques centaines de MeV. Ces particules chargées proviennent essentiel- lement du vent solaire et sont confinées par l’effet du champ magnétique terrestre. Leurs rayonnements ont pour effet d’entraîner un important bruit de fond qui affecte lourdement les performances des instruments. L’orbite d’INTEGRAL s’est circularisée très rapidement (excentricité de 0,8), son périgée est à 13000 km et son apogée à 149000 km. Le satellite ne traverse que les ceintures d’électrons (et pas celles des protons). Seules 55 à 60 heures (sur les 72) d’une orbite sont effectivement consacrées aux observations astronomiques.

Le satellite est stabilisé sur ses trois axes et pointe une cible cosmique donnée pendant 105 _{à 10}6 _{s. Trois types de mode d’observation existent :}