Détecteurs spatiaux

s≥ 2mec² (2.19)

où meest la masse de l’électron.

La section efficace de production de paires peut s’exprimer (Gould et Schréder, 1967) :

σ = ¹ 8⁽¹− β²) " 2β(β²− 2) + (3 − β⁴)ln 1 + β 1− β !# barn (2.20) Avec : β = 1− ^2m 2 ec⁴ Eǫ(1− cosθ) !¹₂ (2.21) Notons que la section efficace de création de paires présente un maximum juste au dessus du seuil.

Les photons γ au TeV sont ainsi principalement absorbés par les photons de l’infrarouge proche. Dès lors, ce mécanisme affecte principalement les spectres des sources extragalactiques comme les blazars dont l’émission au TeV peut être fortement absorbée par le fond diffus infra-rouge (voir section 3.2.1). On peut également retrouver ce type de processus à l’oeuvre au sein de systèmes binaires où les photons γ émis au TeV à proximité de l’objet compact sont absorbés par le champ de photons dense de l’étoile compagnon (voir section 3.1.4).

2.4 Les détecteurs de l’astronomie γ

2.4.1 Détecteurs spatiaux

L’astronomie γ a connu ses premiers résultats grâce au satellite OSO-3 (third Orbiting

F. 2.3 – Schéma du satellite Compton Gamma-Ray Observatory et des quatre instruments à

son bord. La description de ces différents instruments se trouve dans le texte.

(Small Astronomy Satellite) qui détecte pour la première fois l’émission γ de trois pulsars : le Crabe, Vela et Geminga (Fichtel et collab., 1975). Lancé en 1975, le satellite COS-B marque une étape supplémentaire dans la révélation du ciel aux énergies extrêmes, il opère jusqu’en 1982 et détecte 25 sources (Bennett et collab., 1974).

En 1991, la navette spatiale Atlantis lance le satellite CGRO (Compton Gamma-Ray

Obser-vatory) équipé de quatre détecteurs différents (voir figure 2.3) :

– BATSE (Burst and Transient Source Experiment, Fishman et collab., 1985) dont l’objet d’étude était les sursauts γ et dont la gamme en énergie s’étendait de 20 keV à 100 keV, – OSSE (Oriented Scintillation Spectrometer Experiment, Johnson et collab., 1989) opérait

dans la gamme 50 keV - 10 MeV et avait pour objectif l’étude des raies de désintégration des noyaux radioactifs dans les restes de supernovæ,

– COMPTEL (imaging COMPton TELescope, Schönfelder et collab., 1984) était dédié à l’étude des sources de photons γ de basse énergie (1 MeV - 30 MeV),

– EGRET (Energetic Gamma-Ray Experiment Telescope, Kanbach et collab., 1988) était dédié quant à lui à l’étude des sources de haute énergie (30 MeV - 30 GeV).

L’apport de ce dernier détecteur fut considérable. Il parvint à détecter 271 sources (Hartman et collab., 1999). Cependant 170 d’entre elles étaient non identifiées, soit parce qu’elles ne présentaient pas de contreparties dans d’autres longueurs d’onde, soit parce que

la résolution angulaire (supérieure à 1^◦ au dessus de 1 GeV) ne permettait pas de discriminer

entre les différentes contreparties possibles.

Le dernier né de ces satellites est Fermi. Il a été lancé le 11 juin 2008 et doit fonctionner pendant 5 à 10 ans. Ce satellite comporte deux détecteurs : le GBM (Gamma-ray Burst Monitor, Lichti et collab. (2001)) et le LAT (Large Area Telescope, Atwood et collab. (2009)). Le GBM est dédié à la détection et à l’étude des sursauts γ tandis que le LAT (voir figure 2.4) est un télescope à création de paires pour l’astronomie γ des hautes énergies : la gamme couverte par

ces détecteurs va de ∼ 20 MeV à 300 GeV. L’un des problèmes majeurs d’EGRET était la

F. 2.4 – Schéma du Large Area Telescope à bord du satellite Fermi. Lorsqu’un photon γ

pé-nètre dans le détecteur, il est converti en une paire électron-positron. La direction du photon incident est reconstruite à partir de la trace laissée dans le trajectographe. L’énergie est re-construite grâce au calorimètre électromagnétique. Le schéma présente une coupe d’une des 16 tours du LAT.

Les technologies et techniques utilisées pour les satellites pionniers, tout comme celles uti-lisées par leurs successeurs, sont tirées de la physique des particules. Le LAT utilise un trajec-tographe et un calorimètre électromagnétique pour reconstruire la direction et l’énergie de la particule incidente ainsi qu’un bouclier anti-coïncidence pour la réjection des particules char-gées.

Le trajectographe effectue la conversion du photon incident en une paire électron-positron grâce à des plans de tungstène dont le numéro atomique élevé (Z = 74) permet une conversion efficace. Entre ces couches sont intercalées des pistes de silicium permettant d’enregistrer le passage de la paire afin de remonter à la direction du photon primaire. Cette technologie est différente de celle qui était à l’oeuvre dans EGRET qui utilisait une chambre à étincelles remplie de gaz.

Les particules chargées issues de la gerbe initiée dans le trajectographe traversent ensuite le calorimètre électromagnétique où elles sont pour la plupart arrêtées. Ce dernier est constitué d’un matériaux scintillant qui émet une quantité de lumière proportionnelle à l’énergie des par-ticules qui le traversent. La détection et l’enregistrement de cette lumière de scintillation permet de remonter à l’énergie du photon primaire. Cette détermination de l’énergie peut toutefois être délicate dans certains cas. En effet, à basse énergie il est nécessaire de tenir compte de l’énergie déposée dans le trajectographe tandis qu’à haute énergie, les gerbes ne sont plus contenues dans le calorimètre et l’énergie est estimée à partir des caractéristiques morphologiques de la gerbe.

Enfin, le détecteur est entouré d’un bouclier d’anti-coïncidence (Anti-Coïncidence Detector ou ACD) qui a pour fonction de rejeter le bruit de fond, composé en grande majorité de par-ticules chargées du rayonnement cosmique. Ce bouclier est constitué de tuiles de scintillateurs plastiques empilées et de rubans scintillants dans lesquels les particules chargées déposent de l’énergie et sont ainsi reconnues comme telles. Ce dispositif permet d’obtenir un facteur de ré-jection de 99, 97%. La structure de ce détecteur permet également de s’affranchir de l’effet de “backsplash” dû aux photons de plus haute énergie. Il se peut en effet que les particules chargées

Mission Année Gamme en énergie Surface efficace (cm²)

OSO 3 1967 > 50 MeV 4

SAS-II 1972 20 MeV - 1 GeV 540

COS-B 1975 30 MeV - 5 GeV 50

EGRET 1991 30 MeV - 10 GeV 1500

AGILE 2007 30 MeV - 50 GeV 1500

LAT 2008 20 MeV - 300 GeV 10000

T. 2.1 – Tableau récapitulatif des principales expériences d’astronomie γ en satellites.

de la gerbe initiée dans le trajectographe ne soient pas totalement contenues dans le détecteur et déposent également de l’énergie dans l’ACD. Cet effet était responsable de la perte de sen-sibilité au-delà du GeV pour EGRET. Le LAT ne connaît pas ce problème car l’ACD parvient à déterminer si la particule est entrante ou sortante, notamment grâce à sa segmentation qui permet une association avec les traces du trajectographe.

Le satellite AGILE (Astro-Rivelatore Gamma a Immagini LEggero), lancé un an auparavant, en 2007, observe les photons γ entre 30 MeV et 50 GeV (Tavani et collab., 2009b). Il possède la même technologie que le LAT de Fermi mais sa sensibilité est de l’ordre de celle d’EGRET en raison d’une surface efficace plus faible et d’un calorimètre plus mince.

Un comparatif des caractéristiques des différents satellites dédiés à l’astronomie γ peut être trouvé dans le tableau 2.1.

Pour terminer ce bref tour d’horizon des détecteurs γ spatiaux, notons le lancement de AMS-02 (Alpha Magnetic Spectrometer, Barao (2004); Gentile (2007)) en mai 2011 par la navette spatiale Endeavour et qui s’est amarré à la station spatiale internationale. AMS-02 est principa-lement dédié à l’étude du rayonnement cosmique mais il est égaprincipa-lement capable de détecter des photons γ entre 10 et plus 300 GeV.