L’origine du rayonnement gamma de fond de ciel

Le rayonnement gamma de fond de ciel se pr´esente comme une intense ´emission d’ap- parence diffuse et isotrope. Il a ´et´e d´etect´e depuis le d´ebut de l’astronomie gamma, lors d’exp´eriences de t´el´ed´etection du sol lunaire (c.f. §1.2), cependant son origine demeure encore incertaine aujourd’hui. Cette ´emission s’´etend de environ 1 keV jusqu’au del`a de 100 GeV (voir figure 1.8). Actuellement, l’hypoth`ese la plus s´erieuse attribue son origine aux contributions additionn´ees de diff´erents types de noyaux actifs de galaxies (AGN), ces galaxies dont le centre abrite un trou noir accr´etant super-massif (de l’ordre de 106 _`a

109 _M

)

Fig. 1.8: Spectre du rayonnement de fond extragalactique provenant des observations de plusieurs instruments. Les sources contribuant potentiellement `a ce spectre sont mod´elis´ees (pointill´es : galaxies Seyfert ; tiret-points : Blazars du MeV ; tirets : Blazars standards). Adapt´e de Comastri [1999] .

Des indices observationnels ´etayant ce sc´enario existent ; en dessous de ∼ 8 keV la majeure partie de l’´emission de fond ( 80%) a ´et´e r´esolue en sources discr`etes qui ont pu ˆetre identifi´ees comme des galaxies de Seyfert [Hasinger, 2004]. De mˆeme, au dessus de 100 MeV une population substantielle de blazars pr´esentant un spectre d’´emission comparable `a celui du fond extragalactique a ´et´e observ´ee. Dans le domaine des rayons X-dur et γ de faible ´energie, la situation est beaucoup moins claire. Pour reproduire la forme spectrale du rayonnement de fond au-dessus de 10 keV, les mod`eles de synth`ese supposent une contribution fortement obscurcie des AGN. Le spectre ainsi obtenu est fortement d´ependant de l’hypoth`ese sur l’´energie de coupure et de la fraction relative des sources ’Comptonis´ees’ (i.e. dont le spectre d’´emission a ´et´e transform´e en une loi de puissance pr´esentant une coupure `a haute ´energie du fait des multiples diffusions subies par les photons) parmi la population d’AGN obscurcis. La connaissance de la distribution des ´energies de coupure est donc fondamentale pour ´etablir la liste des classes de sources

contribuant au rayonnement γ de fond. Au dessus de quelque centaines de keV, les blazars pourraient devenir une contribution importante, ce qui reste `a v´erifier.

Caract´eristiques spectrales des AGN domin´es par l’accr´etion. L’´emission de haute ´energie des AGN domin´es par l’accr´etion (par opposition aux AGN domin´es par leur jet, les blazars, voir plus bas), ´egalement appel´es galaxies de Seyfert, est au premier ordre une loi de puissance s’´etendant de quelques keV `a plus de 100 keV.

Les caract´eristiques spectrales les plus int´eressantes pour la compr´ehension de la phy- sique de ces objets sont l’exc`es `a 30 keV et la coupure exponentielle `a haute ´energie. La coupure `a haute ´energie repr´esente une cible privil´egi´ee pour une mission gamma ´equip´ee d’une lentille de Laue dans la mesure o`u aucun autre type d’instrument ne serait mieux adapt´e `a son ´etude fine.

Les mod`eles de spectres de galaxies de Seyfert attribuent la loi de puissance `a la diffu- sion Compton inverse des photons de basse ´energie par des ´electrons chauds. Les variations autour de ce mod`ele de base d´ependent de la distribution d’´energie de ces ´electrons et de leur position par rapport au disque d’accr´etion. L’indice de la loi de puissance et l’´energie de coupure ´etant directement li´es `a la temp´erature et `a la profondeur optique du plasma chaud de Comptonisation, la connaissance pr´ecise de ces deux param`etres peut apporter des ´el´ements `a notre compr´ehension du m´ecanisme primaire d’´emission, de la g´eom´etrie de la source et de la physique du plasma pr`es du g´en´erateur central.

L’´energie pr´ecise de la coupure est encore inconnue, et les informations disponibles se fondent sur quelques observations clairsem´ees et le fait qu’aucune galaxie de Seyfert n’a ´et´e d´etect´ee au del`a de quelque centaines de keV [Johnson et al., 1993] . Les r´esultats obtenus jusqu’ici ne posent pas de contraintes fermes sur la distribution des ´energies de coupure (l’´energie de coupure est elle identique pour tous les AGN ?), et nous ne savons pas si elle est li´ee `a d’autres param`etres des AGN tels que la luminosit´e, l’obscurcissement ou le redshift. Eventuellement, des ´etats spectraux semblables `a ceux observ´es dans les binaires compactes galactiques pourraient ´egalement exister dans les AGN, et la pr´esence d’une coupure pourrait ˆetre li´ee `a l’´etat physique du syst`eme. Une d´etermination pr´ecise de la coupure `a haute ´energie dans un ´echantillon statistiquement significatif d’AGN domin´es par l’accr´etion serait donc une ´etape fondamentale pour notre compr´ehension de la physique de ces objets.

Caract´eristiques spectrales des AGN domin´es par leur jet. Les AGN domin´es par leur jet, ´egalement appel´es blazars, ne pr´esentent pas de composante r´efl´echie sur le disque d’accr´etion comme dans le cas dans des galaxies de Seyfert, et en particulier, ils sont caract´eris´es par des spectres de loi de puissance pure s’´etendant jusqu’`a la gamme des rayons γ avant de pr´esenter une coupure. Ces propri´et´es sont attribu´ees `a l’´emission non-thermique d’un jet relativiste ´emis dans une direction voisine de celle de la ligne de vis´ee, avec l’´energie de coupure d´ependant probablement de l’angle de vue du jet. Les observations de CGRO/COMPTEL ont r´ev´el´e une nouvelle classe de blazars ayant des ´energies de coupure dans le r´egime du MeV [Collmar et al., 1999], qui pourrait contribuer `

a l’´emission cosmique de fond dans ce r´egime interm´ediaire (Figure 1.8). La d´etermination de la contribution de cette population au rayonnement de fond cosmique ainsi que l’´etude

de la physique de l’´emission γ dans les jets font de ces objets un objectif de choix pour une mission bas´ee sur une lentille de Laue.

Sonder la physique et la g´eom´etrie des AGN par le biais de mesures de po- larisation. Les disques d’accr´etion et les jets sont suppos´es ˆetre des sites d’´emission polaris´ee. Pour un disque, le degr´e de polarisation d´epend de l’angle d’´emission par rap- port `a son plan et de la profondeur optique de la r´egion d’´emission ; pour un disque optiquement ´epais, des niveaux de polarisation de l’ordre de 10% sont attendus [Lei et al., 1997]. Dans le cas d’un jet, on attend de l’´etude de la polarisation des informations sur la physique et la g´eom´etrie des zones d’´emission. La mesure de la polarisation des jets dans le domaine gamma nucl´eaire participera `a compl´eter une vue pour l’instant trop clairsem´ee pour en tirer des conclusions.