Des sources dont certaines caractéristiques sont connues 33

CHAPITRE

3

Résumé de la partie I

Sommaire

3.1 La naissance de l’astronomie γ . . . . 31

3.1.1 Les rayons cosmiques . . . 31

3.1.2 Les γ messagers . . . 31

3.2 Les sursauts gamma . . . . 32

3.2.1 Une histoire pas comme les autres . . . 32

3.2.2 Des sources dont certaines caractéristiques sont connues 33

3.1 La naissance de l’astronomie γ

3.1.1 Les rayons cosmiques

Les rayons cosmiques ont été découverts par V. Hess en 1912. Depuis cette découverte de nombreuses expériences ont permis de mieux connaître ces messagers cosmiques. Ils peuvent être de natures diverses et suivent une loi de puissance régulière étalée sur 32 ordres de grandeur en flux et 13 en éner-gie (voir Figure3.1).

3.1.2 Les γ messagers

Utiliser directement les rayons cosmiques chargés pour étudier leur ori-gine n’est pas possible. En effet, ce sont les particules chargées vont voir leurs trajectoires modifiées par les champs magnétiques traversés (inter ga-lactique et gaga-lactique). Des particules neutres sont préférentiellement utili-sées pour étudier les émissions des sources. L’un des messagers présentant le plus d’avantage est le photon. Cette particule neutre n’est pas déviée par le milieu qu’il traverse. On pourra donc facilement remonter à la position de la source émettrice à partir de la mesure du photon. Ces photons sont produits

32 Chapitre 3. Résumé de la partie I Energy (eV) 9 10 10¹⁰10¹¹10¹²10¹³10¹⁴10¹⁵10¹⁶10¹⁷10¹⁸10¹⁹10²⁰ -1 sr GeV sec) 2 Flux (m -28 10 -25 10 -22 10 -19 10 -16 10 -13 10 -10 10 -7 10 -4 10 -1 10 2 10 4 10 -sec) 2 (1 particle/m Knee -year) 2 (1 particle/m Ankle -year) 2 (1 particle/km -century) 2 (1 particle/km

FNAL Tevatron (2 TeV)CERN LHC (14 TeV)

LEAP - satellite Proton - satellite Yakustk - ground array Haverah Park - ground array Akeno - ground array AGASA - ground array Fly’s Eye - air fluorescence HiRes1 mono - air fluorescence HiRes2 mono - air fluorescence HiRes Stereo - air fluorescence Auger - hybrid

Cosmic Ray Spectra of Various Experiments

FIGURE 3.1 – Spectre des rayons cosmiques de science.nasa.gov.

par différents mécanismes tels que : le rayonnement synchrotron, l’émission Bremsstrahlung et les processus Inverse Compton et de production de paires. Ces mécanismes sont responsables d’émissions à différentes longueurs d’onde. Par exemple, les détections en optique et X des sources extra-galacti-ques devraient provenir d’émission synchrotron. Les émissions à plus haute énergie (≈ 1 GeV ) proviendraient quand à elles de processus inverse Comp-ton ou de production de paires.

Cette thèse se consacre à l’étude des sursauts gamma. Les autres types de sources ne seront pas abordés par la suite.

3.2 Les sursauts gamma

3.2.1 Une histoire pas comme les autres

Les sursauts gamma ont été découverts de façon fortuite en 1967 par les Etats-Unis. En pleine guerre froide, les Etats-Unis voulaient espionner les

3.2. Les sursauts gamma 33

FIGURE 3.2 – Première détection d’un sursaut gamma avec VELA en 1967.

tests nucléaires de l’URSS. Ils ont donc envoyé dans l’espace un réseau de sa-tellites appelé VELA qui avait pour but de capter les émissions gamma pro-venant de ces essais nucléaires de l’URSS. En 1967, le satellite VELA B capte une émission brève et intense de rayons γ (voir Figure 3.2). Ce ne fut pas la seule émission de γ détectée par le réseau VELA. Durant les semaines et mois suivants, les satellites captèrent plusieurs émissions de ce type. Toutes ces mesures furent classifiées immédiatement par le gouvernement améri-cain. Cependant des analyses plus précises indiquèrent que l’origine de ces évènements devait être l’espace.

Les connaissances de l’Univers étaient à l’époque bien inférieures à celles aujourd’hui. Donc toutes les pistes furent envisagées. Il fallut plusieurs dé-cennies de recherche après la déclassification en 1973 pour avoir des indices sur les origines de ces émissions.

3.2.2 Des sources dont certaines caractéristiques sont connues

Depuis cette déclassification, de nombreux instruments ont été lancés et ont détecté des sursauts gamma. Plusieurs milliers ont aujourd’hui été détec-tés par les différentes générations d’instruments. De nombreux points restent encore à comprendre mais plusieurs caractéristiques ont été observées lors des émissions :

— les sursauts gamma sont les phénomènes les plus énergétiques de l’Uni-vers (1051-1053erg d’émission isotrope) ;

— leur origine est extragalactique ;

— il existe deux types de sursauts gamma. Les courts provenant de la fu-sion d’objets compacts comme des étoiles à neutron et des trou noirs. Et des sursauts longs résultant d’effondrements d’étoiles massives (voir Figure3.3and3.4) ;

34 Chapitre 3. Résumé de la partie I

FIGURE3.3 – 2 types de sursauts : des longs ayant une durée moyenne de 40s. Et des courts ayant une durée de 0.2s.

FIGURE3.4 – Scenario d’émission de sursauts gamma pour les types court et long.

— ils sont composés de deux phases d’émission. Une courte et intense ap-pelée prompte et une plus longue et plus faible apap-pelée afterglow. Le modèle le plus en vogue actuellement est appelé modèle de la "boule de feu". Il décrit l’émission en deux phases (prompte et afterglow) des deux types de sursauts gamma. La première (prompte) serait due à des chocs in-ternes se situant dans le jet émis par la source. Du fait des différences de vi-tesses les différentes couches rentreraient en contact et formeraient des émis-sions de rayons γ à haute énergie. La seconde phase d’émission (afterglow) se ferait lors de la collision du jet avec le milieu interstellaire. Du fait de la faible densité de ce milieu interstellaire, la décélération pourrait durer des se-maines ou des mois, l’émission associée serait bien plus faible que l’émission prompte.

3.2. Les sursauts gamma 35

Comme indiqué dans cette partie, la première détection d’un sursaut gamma avec un réseau de télescope ˇCerenkov a probablement été réalisée par le ré-seau H.E.S.S. au courant du mois de juillet 2018. Le 14 janvier 2019, MAGIC annonça aussi la détection à plus de 20 σ d’un sursaut gamma. Cette annonce est la première faite à la communauté scientifique.

37

Deuxième partie

Les observations de sursauts

gamma avec H.E.S.S.

39

CHAPITRE

4

H.E.S.S.

Sommaire

4.1 La détection des rayons γ . . . . 39