Propagation extragalactique des rayons γ
5.6. ETUDE DES SPECTRES 161
Fig. 5.19 – Effet du champ magn´etique sur les spectres pour une source plac´ee `az = 0.186.
Le spectre intrins`eque (+ bleu) est une loi de puissance d’indice α = 2 (gauche) ou α = 1.5 (droite). On poseεC = 1000 TeV. Un champ de moins de 10−12µG n’a pas d’effet sur le spectre.
Pour des intensit´es plus grande que 10−6µG, les ´emissions des cascades sont supprim´ee d’un facteur cB = 4π1 . Entre ces le spectre pr´esente une bosse autour de 100 GeV qui pourrait ˆetre mesur´ee par GLAST.
Les spectres en gris et noir sont calcul´es en prenant en compte les cascades. Chacun correspond `a une valeur diff´erente de εC, les spectres en noir indiquant ceux pour εC = 10, 25, 100, et 105TeV. Ceux-ci au-del`a de 100 GeV sont syst´ematiquement moins durs que le spectre avec att´enuation seule. Or les mesures elles-mˆeme semblent privil´egier un spectre plus dur encore. En d’autres mots les spectres avec cascades sont moins compatibles avec les mesures que celui avec att´enuation seule. Comme on peut le voir en comparant les spectres pour P0.33, P0.45 et P0.67, ceci est d’autant plus le cas que le facteur de normalisation de l’EBL est important. Si le ph´enom`ene des cascades est pr´esent dans le spectre observ´e par HESS, alors les conclusions de [3] s’en trouvent renforc´ees.
5.6.3 Effet d’un champ magn´etique sur les spectres vus par GLAST
On cherche ici `a mieux comprendre l’effet du champ magn´etique sur les cascades. On utilise un facteur de normalisation de l’EBL P0.45 pour cette section. On consid`ere maintenant un facteur cB fonction de l’´energie des ´electrons. La diffusion d´epend du rapport des valeurs τIC et RL. Si τICRL, on consid`ere que la diffusion n’a pas le temps d’avoir lieu et cB = 1. Au contraire, pourτIC RL, les ´electrons sont diffus´es de mani`ere isotrope etcB = 4π1 . On utilise pour τIC son expression dans le cas des interactions sur le CMB en r´egime de Thomson. On a alors :
La figure 5.19 indique les r´esultats pour une source plac´ee `a z= 0.186 avec un spectre intrin-s`eque en loi de puissance (α = 2 ou 1.5, etεC = 1000 TeV). L’impact deεC sur le spectre se limite qualitativement `a l’augmentation du flux total des courbes. N´eanmoins, `a un facteur de normalisation pr`es, les courbes quel que soit εC > 100 TeV sont similaires. Remarquons que le cas B = 10−11µG correspond au cascB= 1 comme sur la figure 5.15, tandis que celui B = 10−6µG correspond `a cB= 4π1 , sur la figure 5.16.
162 CHAPITRE 5. PROPAGATION DESγ Son action ainsi d´efinie,Ba pour effet de couper la contribution des cascades en-de¸c`a d’une certaine ´energie. Ainsi, lorsque 10−11µG < B < 10−7µG, on observe une bosse autour de 100 GeV. Les th´eories propos´es pour expliquer l’´emission des sources au-del`a du keVpr´edisent un spectre observ´e concave entre 100 MeV et 100 GeV. L’observation d’un spectre convexe dans le domaine d’´energie de GLAST pourrait donc constituer une signature des cascades.
Ces nouveaux spectres pr´esentent de grandes diff´erences avec les cas utilis´es pour l’´etude de l’infrarouge (voir sous-section 5.6.2). En particulier, on voit que lorsqueB = 10−6µG, le rapport des flux `a 100 GeV et `a 1 TeV est r´eduit `a un facteur 3 plutˆot que 6 (B < 10−5µG, oucB= 4π1 ) ou 20 (B >10−11µG, oucB = 1). En effet, `a cette ´energie, les cascades ´emettant en-de¸c`a de 1 TeV sont supprim´ees alors qu’elles ne le sont pas au-del`a. On pourrait alors constater que dans le cas particulierεC >100 TeV et surtout B = 10−6µG, l’hypoth`ese P0.6 sur le flux infrarouge redevient possible. Cet effet est n´eanmoins tr`es sensible `a la valeur de B. L’hypoth`ese P0.6 ne tient d´ej`a plus lorsque B = 10−5µG ouB = 10−7µG. Ce cas paraˆıt donc improbable.
5.7 Conclusion
Dans ce chapitre, nous avons consid´er´e l’impact d’un processus de cascades sur les spectres pour GLAST et les t´elescopes ˘Cerenkov. En premier lieu ces cascades sont sujettes au champ magn´etique extragalactique. Si celui-ci est suffisamment intense, il permet de diriger une par-tie des cascades vers l’observateur alors mˆeme que le photon initiateur s’´eloignait de sa ligne de vis´ee. Ainsi une partie de l’´emission des sources qui initialement n’aurait pas atteint l’ob-servateur se retrouve dirig´ee vers celui-ci. Ces sources pourraient alors apparaˆıtre environn´ees d’un halo, visible tant au GeV qu’au TeV. Celui-ci permettrait en retour de mesure l’intensit´e du champ. De la mˆeme fa¸con, le retard des ´emissions issues des cascades pourrait permettre d’obtenir une telle mesure. On calcule ici le flux des cascades en consid´erant que soit le champ diffuse de mani`ere isotrope les ´electrons, supprimant les ´emissions parvenant `a l’observateur d’un facteur 4π1 , soit il n’a aucun impact sur le flux mesur´e (quitte `a int´egrer les observations sur un angle solide).
De mani`ere g´en´erale, les cascades n’auront un impact sur le flux observ´e que si l’indice du flux intrins`eque `a la source est sup´erieur `a 0. Si c’est le cas, alors le flux devient plus mou en-de¸c`a de 100 GeV et plus dur au-del`a. Ces changements de pentes sont relativement indiff´erentes au param`etreεC, voire mˆeme la distancez pour des flux mesur´es par GLAST.
Les cascades tendent `a amollir les spectres dans la r´egion du TeV, ceci d’autant plus que le param`etre εC est important. C’est parce que l’´energie au-d`el`a de 100 GeV s’accumule en de¸c`a cr´eant une bosse. Les cascades pour cette raison ne remettent pas en cause les limites sup´erieures au flux de l’EBL propos´ees par HESS.
Conclusion
Le LAT est actuellement enti`erement construit. Il a de plus pass´e avec succ`es les essais environnementaux et doit maintenant ˆetre int´egr´e `a l’ensemble de la plate-forme satellitaire.
Onze mois apr`es la fin de cette th`ese GLAST prendra son envol. La calibration du d´etecteur a contribu´e `a la validation de la qualit´e des modules calorim´etriques. Surtout cet effort a permis de mieux comprendre le fonctionnement du d´etecteur. Les effets de non-lin´earit´e dans les gains, la pr´ecision des mesures de position, des mesures de d´epˆot d’´energie sont connus et maˆıtris´es.
Certes, il n’a pas ´et´e possible de d´eterminer le m´ecanisme conduisant `a l’´elargissement dans les histogrammes de d´epˆot d’´energie des muons. N´eanmoins cet effet ne se r´epercute pas sur la mesure des d´epˆots des gerbes ou mˆeme sur la qualit´e de la calibration. Ces ´etudes sur le comportement du d´etecteur permettent d’envisager sereinement le moment o`u il s’´eloignera sur son orbite.
La reconstruction de l’´energie dans le calorim`etre de GLAST est aujourd’hui une ´etape bien avanc´ee. Etant donn´e le grand espace de phase auquel est confront´ee la calorim´etrie, trois algorithmes diff´erents sont d´evelopp´es. Pendant cette th`ese, j’ai repris et d´evelopp´e une m´ethode pr´ec´edemment mise en place par R. Terrier. Aujourd’hui la m´ethode «de la der-ni`ere couche» est efficace sur toute la gamme d’´energie observ´ee par GLAST. Le nom est devenu impropre puisque deux observables diff´erentes sont utilis´ees. En plus de la corr´elation entre les fuites et l’´energie dans la derni`ere couche, on utilise maintenant la corr´elation entre l’´energie ayant disparu en amont du calorim`etre et le nombre de pistes d´eclench´ees. Il serait encore possible d’introduire d’autres observables, par exemple pour corriger les fuites lat´erales.
Surtout, cet algorithme b´en´eficierait grandement d’une rationalisation de la classification des
´ev´enements, par exemple `a l’aide d’arbres d´ecisionnels. Enfin la sensibilit´e de cette m´ethode ou des autres aux pannes diverses qui surviendront durant la mission reste encore `a ´etudier.
La propagation des rayonsγ au-del`a de 100 GeV induit la cr´eation de cascades dans l’es-pace. A ce jour, cet effet n’a pas encore ´et´e d´etect´e. Leur observation d´epend fortement de l’intensit´e du champ magn´etique extra-galactique. C’est un v´eritable d´efi car les connaissances
`a son sujet restent encore bien maigres. En particulier, le champ magn´etique inter-amas n’a pas encore ´et´e mesur´e. Mais tout comme l’att´enuation des rayons γ permet une mesure du fond de photon en infra-rouge, de mˆeme il serait possible de mesurer l’intensit´e du champ grˆace `a des mesures sur le champ extra-galactique. Divers sc´enarii sont possibles aujourd’hui en fonction de l’intensit´e du champ. S’il est tr`es faible, le champ ne perturbe pas les cascades.
Leur flux s’ajoute donc au flux att´enu´e provenant de la source. Dans ce cas, il s’av`ere indispen-sable de prendre en compte les cascades pour une bonne compr´ehension du spectre observ´e.
N´eanmoins, dans la mesure o`u les cascades tendent `a diminuer le rapport du flux observ´e en de¸c`a de 100 GeV au flux observ´e au del`a, cet effet ne remet pas en cause les limites sup´erieures sur le fond infra-rouge avanc´ees par HESS.
163
164 CONCLUSION