Historique

1.1

Spectroscopie gamma pour l’astrophysique

1.1.1 L’astrophysique : science de l’univers

Science de l’observation des astres et du ciel, l’astronomie est consid´er´ee comme la plus ancienne science. Dans toutes les civilisations anciennes, l’astronomie joue un tr`es grand rˆole, et les connaissances dans ce domaine sont nombreuses et pr´ecises. Ainsi, que ce soit en M´esopotamie, en ´Egypte ou, plus tard, en Chine et en Inde, les premiers textes ´ecrits r´ev`elent une astronomie d´ej`a florissante. Son origine est sans aucun doute ant´erieure `a l’apparition de l’´ecriture.

Au d´ebut du vie si`ecle avant J.-C., les id´ees de l’Univers changent brusquement de nature. Il ne s’agit plus de d´ecrire ou d’imaginer des mouvements, mais de les com-

prendre. C’est en Gr`ece, parall`element `a la curiosit´e scientifique qui bouleverse l’image que l’Homme se fait du monde `a l’´epoque, que naˆıt la science, et, avec Thal`es, Anaxi- mandre, Pythagore, Parm´enide, etc, l’astronomie et la physique.

Au xviie si`ecle, Galil´ee tourne pour la premi`ere fois une lunette vers le ciel (1610). Grˆace `a ses observations (surface de la Lune, phases de V´enus, satellites de Jupiter, ...), il confirme la th´eorie de Copernic. L’h´eliocentrisme s’impose alors dans la pens´ee scien- tifique. N´eanmoins, l’astronomie reste encore une science math´ematique. C’est au xviie

si`ecle qu’Isaac Newton invente le t´elescope qui porte son nom. Il r´ev`ele aussi la nature ondulatoire de la lumi`ere et ´edicte la loi de la gravitation universelle, faisant ainsi le lien entre l’astronomie et la physique. L’astrophysique est ainsi une branche de l’astronomie et de la physique qui concerne les applications de la physique aux ph´enom`enes observ´es en astronomie.

L’astrophysique moderne est apparue par la suite, avec la d´ecouverte de la nature du spectre ´electromagn´etique, puis avec le d´eveloppement de nouveaux instruments d’ob- servation. Une recherche dite th´eorique s’est consid´erablement d´evelopp´ee conjointement `

a un travail d’observation et `a une recherche dite instrumentale consistant `a d´evelopper des moyens pour enregistrer et analyser toutes les formes de rayonnement provenant des astres. Elle utilise et perfectionne les math´ematiques et la physique `a travers des simulations informatiques dans le but de mieux comprendre l’origine, l’´evolution et la structure des objets c´elestes, aussi bien que l’univers tout entier (cosmologie).

1.1.2 Le spectre électromagnétique - rayonnement gamma

Au d´ebut du xxe si`ecle, l’observation exp´erimentale des spectres de raies monochro- matiques, l’´etude des effets `a seuil tels que l’effet photo´electrique et l’analyse par Max Planck du rayonnement du corps noir, conduisent les physiciens `a remettre en question toute une partie de la physique connue `a l’´epoque. Ainsi on fut amen´e `a ´emettre l’hypo- th`ese que le rayonnement ´electromagn´etique est quantifi´e : l’´energie transport´ee par ce rayonnement ne peut pas prendre n’importe quelle valeur, mais uniquement un multiple d’une valeur appel´ee quantum de lumi`ere, ou photon. Cette hypoth`ese est d’abord ´emise par Max Planck puis par Einstein qui re¸coit le prix Nobel – en 1921 – pour son interpr´e- tation de l’effet photo´electrique, premier signe tangible de l’existence des photons. Cette relation qui exprime la quantification de l’´energie s’´ecrit ainsi :

E = hν (1.1)

o`u h est la constante de Planck ou quantum d’action, et o`u E et ν sont respectivement l’´energie et la fr´equence du rayonnement ´emis ou absorb´e.

Cette relation donne le lien de proportionnalit´e entre la fr´equence d’un rayonnement ´electromagn´etique ´emis et l’´energie ´emise. Cette propri´et´e am`ene `a penser que le photon est un grain d’´energie. On peut aussi montrer que les photons poss`edent un caract`ere `a la fois corpusculaire et ondulatoire. Du fait de leurs ´energies ´elev´ees, les photons gamma se comportent davantage comme un corpuscule dont il est possible exp´erimentalement de mesurer pr´ecis´ement l’´energie d´epos´ee dans un d´etecteur judicieusement choisi.

Fréquence en Hertz

Longueur d’onde en mètres 105

1 101 102 103 104 106 ₁₀7 108 109 1010 1011 1012 1013 1014 1015 1016 1017 1018 1019 1020 1021 1022 1023 1024

Energie des photons en électron-volts

1 3 10 30 100 300 3 10 30 100300 3 10 30 100300 3 10 30 100300 3 10 30

Hertz KiloHertz MegaHertz GigaHertz TeraHertz

1eV 10 100 1keV10 100 1MeV10 100 1GeV10

100 10 1

Mm 100km 10km km1 100m 10m m1 10cm cm1 mm1 100µm 10µm µ1m 100nm 10nm nm1 1Å 10pm pm1 100fm 10fm fm1 10am

108 107 106 105 104 103 102 101 1 10-1 10-2 10-3 10-4 10-5 10-6 10-7 10-8 10-9 10-10 10-11 10-12 10-13 10-14 10-15 10-16

Mm Mm

ONDES RADIO MICRO-

ONDES INFRA ROUGE ULTRA VIOLET X RAYONS GAMMA Domaines électromagnétiques

gamma nucléaire haute énergie

V I S I B L E

Figure1.1 – Spectre ´electromagn´etique en fonction de la longueur d’onde (λ) et de la fr´equence (ν).

Le spectre ´electromagn´etique (Fig. 1.1) est la d´ecomposition du rayonnement ´elec- tromagn´etique selon ses diff´erentes composantes en terme de longueur d’onde λ exprim´ee en m`etres (λ = c<sub>ν</sub> o`u c est la vitesse de la lumi`ere dans le vide). Ce spectre est divis´e en plusieurs bandes d’´energie allant des ondes radio (λ > 1 m) au rayonnement gamma (λ < 1 nm).

Les limites de chacun de ces domaines qui, le plus souvent se chevauchent, sont assez mal d´efinies. C’est surtout le cas des rayonnements X et gamma (not´e γ dans la suite), respectivement d´ecouverts, en 1895, par le physicien autrichien Wilhelm R¨ontgen et, en 1896, par Henri Becquerel, avant mˆeme que soit reconnue leur nature ´electromagn´etique. Le rayonnement X peut-ˆetre consid´er´e comme provenant de la d´esexcitation atomique (photon ´emis lors d’une transition du cort`ege ´electronique de l’atome impliquant une couche fortement li´ee) et le rayonnement γ comme provenant de la d´esexcitation nucl´eaire (photon ´emis lorsque le noyau passe d’un niveau d’´energie d’excitation donn´e `a niveau inf´erieur). Dans le cas de sources astrophysiques qui ´emettent, dans la plupart des cas un spectre continu, il est plus difficile de pr´eciser une limite entre les deux domaines. Par la suite, le rayonnement sera consid´er´e comme X si l’´energie est comprise entre 0,1 keV et 30 keV, et comme γ si l’´energie est sup´erieure `a 30 keV.

L’´energie des photons associ´es aux domaines X et γ s’exprime habituellement en ´electron-volts (eV). Sa valeur est d´efinie comme ´etant l’´energie d’un ´electron acc´el´er´e par une diff´erence de potentiel d’un volt. Un ´electron-volt est ´egal `a 1,60217733 10−19J.

1.1.3 Les objectifs de la spectroscopie gamma - Intérêts scientifiques

1.1.3.1 Spectre continu et spectre de raies

Les m´ecanismes de production du rayonnement γ cosmique peuvent ˆetre divis´es en deux grandes familles : les m´ecanismes de production de spectres continus et les m´eca- nismes de production de spectres de raies. Les diff´erents processus sont rassembl´es dans

le tableau suivant :

Production de spectres continus Production de spectres de raies Rayonnement d’acc´el´eration _{• Emissions raies γ nucl´eaires :} • li´e `a la diffusion d’un e− _{sur - d´esint´egration de radionucl´eides}

- ions : Bremsstrahlung - collisions impliquant des noyaux - photon : effet Compton inverse - capture neutronique

• li´e `a la pr´esence d’un champ magn´etique : • Annihilation mati`ere-antimati`ere : - effet synchroton - annihilation ´electron-positon - rayonnement de courbure - annihilation proton-antiproton

- annihilation χ_{− χ ?}

Table1.1 – M´ecanismes de production de spectres continus et de spectres de raies

• Le Bremsstrahlung et la diffusion Compton inverse

Le Bremsstrahlung et la diffusion Compton inverse sont des processus bas´es sur la diffusion des ´electrons, respectivement sur les ions et les photons.

Lorsqu’un ´electron passe `a proximit´e du noyau lors de sa collision avec un atome, il est brutalement frein´e et ´emet un rayonnement ´electromagn´etique (photon) appel´e rayonnement de freinage ou Bremsstrahlung (contraction des mots allemands Bremsung, freinage, et Strahlung, rayonnement).

De mˆeme que pour la diffusion Compton (cf.2.1.1.2), un ´electron ´energ´etique peut, par diffusion Compton inverse, c´eder de son ´energie `a un photon de plus basse ´energie.

• Le rayonnement synchrotron et le rayonnement de courbure

L’effet synchrotron et le rayonnement de courbure sont deux processus li´es `a la pr´e- sence d’un fort champ magn´etique.

Toute particule charg´ee se d´epla¸cant de fa¸con non-uniforme (c’est `a dire soumise `a une acc´el´eration) ´emet un champ ´electromagn´etique. Selon les directions respectives de l’acc´el´eration et du mouvement de la particule il peut y avoir ´emission ou absorption d’ondes ´electromagn´etiques. Lors de l’absorption il y a acc´el´eration des particules (c’est ainsi qu’on les acc´el´ere avec des cavit´es radio-fr´equence). Lors de l’´emission il y a d´ec´e- l´eration des particules (d’o`u la n´ecessit´e d’une cavit´e radio-fr´equence sur les anneaux de stockage pour maintenir leur ´energie). Ces processus ´etant proportionnels `a l’inverse de la masse de la particule sont beaucoup plus efficaces pour un ´electron que pour un proton ou un ion (me/mp ∼ 103). Dans le cas particulier de vitesses non relativistes, le terme

de rayonnement cyclotron est employ´e. Ces rayonnements synchrotrons ont ´et´e mis en ´evidence dans les spectres de plusieurs objets c´elestes (pulsars, taches solaires, plan`etes g´eantes). On pense que ce rayonnement est ´emis par des ´electrons spiralant autour de lignes de champ magn´etique. Ce rayonnement d´epend de la vitesse des ´electrons mais

couvre en principe une tr`es large partie du spectre ´electromagn´etique : de la radio aux rayons X durs (ou γ jusqu’`a quelques centaines de keV).

Les paragraphes suivants pr´esentent une description plus approfondie des processus et des lieux de production du rayonnement γ sous forme de spectres de raies uniquement.

1.1.3.2 Origine des raies gamma nucléaires

Les raies gamma nucl´eaires proviennent de la d´esexcitation des noyaux atomiques. Lors de sa d´esexcitation, le noyau ´emet un photon γ `a une certaine valeur d’´energie caract´eristique de ce noyau. Lorsque le photon s’´echappe du milieu sans ˆetre absorb´e, il peut ˆetre alors observ´e. Il peut ˆetre non seulement la signature de la pr´esence du noyau fils dans l’´etat excit´e mais aussi celle du processus `a l’origine de cet ´etat. Il existe trois m´ecanismes physiques produisant des noyaux excit´es :

– la d´ecroissance radioactive de radionucl´eides ; – les collisions accompagn´ees ou non de spallation ; – la capture neutronique.

• D´ecroissance radioactive de radionucl´eides

Trois types de forces entrent en comp´etition dans le noyau. La principale est la force (ou interaction) nucl´eaire forte, qui est attractive. La seconde, l’interaction ´electroma- gn´etique, est r´epulsive mais moins intense. La troisi`eme force, l’interaction faible, n’attire ni ne repousse mais agit `a l’int´erieur mˆeme des nucl´eons. Elle transforme une esp`ece de nucl´eon (proton ou neutron) dans l’autre esp`ece et vice-versa, provoquant la radioacti- vit´e β (bˆeta). La stabilit´e ou l’instabilit´e d’un noyau sont le r´esultat de la comp´etition entre ces trois interactions.

Si le bilan ´energ´etique le permet, la force d’interaction faible permet de transformer un proton en neutron ou inversement. Elle d´epeuple les coteaux de la vall´ee de stabilit´e et rassemble ainsi tous les noyaux au fond de la vall´ee.

Soit un noyau X qui se d´esint`egre pour former un nouveau nucl´eide Y. Cette d´es- int´egration s’accompagne d’´emission de particules charg´ees (radioactivit´e α, β− et β+), de rayons γ.

A

ZX β_−→± AZ±1Y (1.2)

Chaque nucl´eide radioactif est caract´eris´e par sa constante de d´esint´egration, λ, qui figure dans la loi de d´esint´egration radioactive suivante :

N (t) = N0e−λt (1.3)

Cette loi stipule qu’un milieu contenant N0 noyaux du nucl´eide X `a la date t0, aura

N noyaux du nucl´eide X restant `a la date t suivant une d´ecroissance exponentielle. On appelle dur´ee de vie (ou vie moyenne) du nucl´eide X la constante τ d´efinie comme τ = 1_λ. On utilise habituellement une autre grandeur caract´eristique appel´ee p´eriode ou demi-vie du nucl´eide. La demi-vie ou p´eriode, not´ee t_1/2, est le temps n´ecessaire pour

que la moiti´e des noyaux initialement pr´esents dans le milieu se soient d´esint´egr´es. Elle est donc donn´ee par l’´equation suivante :

N0

2 = N0e

−λt1/2 _(1.4)

Ce qui implique t_1/2 = ln 2_λ = ln 2_{× τ = 0, 693 × τ.}

Les diff´erents sites astrophysiques de d´ecroissance radioactive sont :

– les sites de nucl´eosynth`ese hydrostatique (cœur des ´etoiles et ´etoiles Wolf-Rayet) ; – les sites de nucl´eosynth`ese explosive (novæ, supernovæ, etc.) ;

– le milieu interstellaire par interaction avec les rayons cosmiques.

La d´ecroissance des noyaux radioactifs produits par nucl´eosynth`ese explosive des supernovæ sera d´etaill´ee dans le Chapitre 4 sur les supernovæ.

• Excitation par collision

Un noyau peut ˆetre excit´e lors d’une collision avec un autre noyau (proton, neutron, noyau α, noyau de C, etc.). Ces particules peuvent ne c´eder qu’une partie de leur ´energie au noyau cible (diffusion in´elastique) ou lui arracher un ou plusieurs nucl´eons (r´eaction de spallation). La d´esexcitation de ce noyau se fait par ´emission d’un ou plusieurs photons γ. L’´etude de l’intensit´e et de la largeur des raies d´etect´ees donne des contraintes sur les spectres en ´energie des particules incidentes.

Des raies astrophysiques de d´esexcitation ont ´et´e d´etect´ees lors de sursauts solaires. Les plus importantes d´etections ont ´et´e celles du 27 avril 1981 faites par le satellite SMM/GRS (Chupp,1984) et du celle 28 octobre 2003 par INTEGRAL/SPI (Gros et al., 2004). Les raies de d´esexcitation des noyaux suivants ont ´et´e observ´ees : 56Fe, 24Mg,

20_Ne, 28_Si, 12_C, 16_0.

• Captures neutroniques

Les captures neutroniques apparaissent dans les milieux `a forte concentration en neutrons thermiques. Les neutrons sont produits lors de collisions in´elastiques entre par- ticules. Ils peuvent ensuite se thermaliser, c’est-`a-dire se ralentir jusqu’`a atteindre l’´ener- gie d’agitation des particules constituant le milieu. Une fois thermalis´es, ils peuvent ˆetre captur´es par les noyaux des nucl´eides constituant le milieu. Les nouveaux nucl´eides ainsi form´es, isotopes des pr´ec´edents nucl´eides, se trouvent alors dans un ´etat excit´e. Ils se d´esexcitent ensuite en ´emettant un ou plusieurs photons γ avec un temps variable suivant les noyaux (cf. τ introduit plus haut).

Un noyau atomique de symbole chimique X, de num´ero atomique Z et de masse atomique A capture avec une certaine probabilit´e, appel´ee section efficace σ, un neutron n, formant un noyau radioactif de mˆeme num´ero atomique Z, mais de masse A + 1. Ce noyau d´ecroˆıt en g´en´eral par radioactivit´e β vers un noyau Y , de num´ero atomique Z +1, instable puis se d´esexcite en ´emettant un photon γ. L’ensemble de la chaˆıne de r´eaction est finalement :

A

ZX + 10n −→ A+1Z X −→ A+1Z+1Y⋆ + β− + ν −→ A+1Z+1Y + γ

stable radioactif excit´e stable

(1.5) Deux conditions sont n´ecessaires pour favoriser les captures neutroniques. D’une part, il faut un milieu dense et chaud pour produire les neutrons ; d’autre part, ces neutrons doivent atteindre un milieu suffisamment froid et dilu´e pour se thermaliser.

Notre Soleil satisfait `a toutes ces conditions. La r´eaction 1H + n −→ 2_{H produit}

du deut´erium dans un ´etat excit´e par capture neutronique. Le deut´erium ´emet alors un photon γ d’´energie ´egale `a 2,223 MeV pour retrouver son ´etat fondamental. Cette raie gamma est effectivement d´etect´ee pour la premi`ere fois lors d’´eruptions solaires (Chupp et al.,1973).

`

A noter que la capture neutronique est pr´esente dans le bruit de fond instrumental des d´etecteurs gamma provenant des neutrons secondaires issus des r´eactions entre le rayonnement environnant et l’instrument (ex : spallation).

1.1.3.3 Raies cyclotron

`

A cause du champ magn´etique intense de certains pulsars(a)_{, les ´electrons du plasma} environnant cet objet compact tournent autour des lignes du champ magn´etique avec des rayons de giration quantifi´es. Leurs ´energies sont alors aussi quantifi´ees. Ces valeurs sont appel´ees niveau de Landau. Les spectres continus des photons ´emis par ce type de sources peuvent pr´esenter des raies dites d’absorption cyclotron. Elles ont ´et´e, `a plusieurs reprises, d´etect´ees dans les spectres de certains pulsars accr´etants (Mihara et al.,1991; Nagase et al., 1991; Makishima et al., 1990;Clark et al., 1990). Nous reviendrons sur ce ph´enom`ene dans le paragraphe 5.3.2.

1.1.3.4 Raies d’annihilation matière-antimatière

Il existe plusieurs m´ecanismes d’annihilation de mati`ere-antimati`ere capables d’´emettre des photons. Mais le seul v´eritablement observ´e dans le ciel est l’annihilation ´electron- positon(b).

• Annihilation ´electron-positon

Les positons proviennent le plus souvent de la radioactivit´e β+ ou de la d´ecroissance des pions π+_{engendr´es par le choc in´elastique des protons du rayonnement cosmique avec}

les atomes du milieu interstellaire, mais ils sont aussi produits au sein des plasmas dont la temp´erature est telle qu’il existe un ´equilibre entre photons γ et paires ´electron-positon du type γ + γ ⇆ e−_{+ e}+_{. En g´en´eral, les positons s’annihilent aux ´energies auxquelles}

(a). ´etoile `a neutrons fortement magn´etis´ee en rotation rapide (b). o`u positon est l’antiparticule de l’´electron

ils sont produits (quelques centaines de keV jusqu’`a quelques dizaines de MeV). Ils sont d’abord thermalis´es dans le milieu. Ils s’annihilent directement en produisant deux photons γ de 511 keV chacun. N´eanmoins, si la temp´erature T du milieu n’est pas trop ´elev´ee (T < 106K), l’´electron et le positon peuvent former un syst`eme de deux particules, semblable `a l’atome d’hydrog`ene : le positonium (Ps).

Le positronium se forme par ´echange de charge avec un atome ou une mol´ecule du milieu de type e+_{+ H}

2 −→ Ps+ H+2, ou par recombinaison radiative de type e−+ e+⇆

Ps + γ. Dans 25 % des cas, le positronium (form´e dans l’´etat singulet) s’annihile en

environ 10−10 s en deux photons γ de 511 keV chacun. Dans 75 % des cas, form´e dans l’´etat triplet, il s’annihile en 1,5 10−7_{s en trois photons γ dont les ´energies sont inf´erieures}

`a 511 keV et forment un continuum ; la somme de leurs ´energies est ´egale `a 1,022 MeV (2_{× 511 keV).}

• Annihilation proton-antiproton

Le rayonnement cosmique solaire ou galactique comporte la proportion suivante : 85 % de protons, 12,5 % de noyaux d’h´elium (particules α), 1 % de noyaux d’atomes lourds et 1,5 % d’´electrons. Les collisions de protons du rayonnement cosmique galactique sur l’hydrog`ene du milieu interstellaire sont susceptibles de cr´eer des antiprotons mais avec un faible rapport p/p ≈ 10−4 <sub>pour un seuil de production `a E</sub>

s = 7×mp. Aucune

d´etection de cette annihilation n’existe `a l’heure actuelle. Cette non-d´etection donne une limite au taux de r´eaction et une indication sur la r´epartition de l’antimati`ere `a la fois dans le milieu galactique et extragalactique (Stecker & Tylka,1989).

• Annihilation χ − χ

Au-del`a du mod`ele standard de physique des particules, les mod`eles supersym´etriques pr´evoient, dans certains cas, l’existence d’une particule stable appel´ee neutralino χ qui est sa propre antiparticule. Cette derni`ere est par ailleurs un tr`es bon candidat mati`ere noire qui constituerait le halo de mati`ere noire de notre galaxie. La recherche de raies d’annihilation de ces particules (mχ& 10 GeV), en particulier vers le centre galactique

o`u la densit´e doit ˆetre plus ´elev´ee, est un bon moyen de contraindre ces mod`eles (Kou- shiappas et al.,2004).

1.2

Le spatial et l’âge d’or de l’astronomie gamma

1.2.1 L’environnement spatial

Le rayonnement γ est le rayonnement le plus p´en´etrant. Sa probabilit´e d’interaction d´epend de la densit´e du mat´eriau et de l’´epaisseur travers´ee (cf. 2.1.1). Ainsi, l’atmo- sph`ere est absorbante pour le rayonnement γ qui ne peut ˆetre directement d´etect´e au niveau du sol(a). Pour se lib´erer de cette contrainte, il est n´ecessaire de positionner les d´etecteurs au-dessus de l’atmosph`ere, `a bord de satellites.

Une fois en orbite, les satellites ne sont plus prot´eg´es des particules charg´ees du rayonnement cosmique. Les effets de ces radiations entraˆınent un important bruit de fond qui affecte lourdement les performances de l’instrument. Il sera judicieux d’´eviter les zones les plus nuisibles que sont les ceintures de radiations de la Terre o`u des particules charg´ees, provenant essentiellement du vent solaire, sont confin´ees par l’effet du champ magn´etique terrestre. Ces ceintures de radiation connues aussi sous le nom de ceintures de Van Allen, sont constitu´ees pour l’essentiel d’´electrons et de protons dont les ´energies atteignent respectivement quelques MeV et quelques centaines de MeV.

Ainsi, pour observer le rayonnement γ issu des sources c´elestes, il est imp´eratif de tenir compte de l’environnement radiatif spatial afin de minimiser le bruit de fond. L’en- vironnement radiatif au sein duquel un satellite artificiel est plong´e d´epend de son orbite.