Le principe de détection des rayons au sol

corrélée avec la période orbitale. Seulement 5 autres binaires X sont détectées à ce jour au TeV.

1.4.2 Les sources extragalactiques

Les noyaux actifs de galaxies (AGN) sont les sources de radiations électromagnétiques les plus lumineuses de l’univers. De nos jours, l’émission du noyau des galaxies s’explique par l’accrétion de matériel autour d’un trou noir super massif (M 10⁶M ), dont lesjets(éjection de particules relativistes) sont observés en radio par exemple. La plupart des AGN détectés au TeV sont des blazars observés dans toutes les longueurs d’onde, ils émettent un signal très variable, non thermique et polarisé. Par exemple H.E.S.S. a détecté l’émission de la galaxie active M87 [15] et du blazar PKS 2155-304 [16] qui présentent de fortes variations de leurs flux simultanément dans plusieurs longueurs d’onde.

Sursaut

Les sursauts (GRB) sont des émissions très brèves (⇠10 ms à quelques minutes), très intenses de rayons dans la gamme d’énergie entre 100 keV et 1 MeV et généralement suivis plus tard de contreparties dans d’autres longueurs d’ondes. Les GRB ont été détectés premièrement en 1967 par les satellites Vela destinés à l’origine à la détection d’essais nucléaires. Á haute énergie les GRB sont détectés par Fermi au dessus de 10 GeV [17]. Plus de 40 ans après l’origine des GRB reste non identifiée. La spectroscopie optique permet de connaitre leur redshift qui se situe à des distances cosmologiques de plusieurs Gpc¹. Les mécanismes responsables des évènements les plus énergétiques de l’univers restent cependant inconnus et aucun télescope Tcherenkov n’en a encore observé.

1.5 Le principe de détection des rayons au sol

Aux énergies du TeV le flux rayons est très faible. C’est pourquoi des réseaux de télescopes au sol avec une grande surface collectrice sont nécessaires. Ces instruments utilisent l’atmosphère de la terre comme calorimètre. Lorsqu’un rayon ou un rayon cosmique très énergétique rentre dans l’atmosphère terrestre, il engendre une cascade de particules chargées créée par l’interaction de la particule primaire et ensuite des secondaires avec les atomes et les molécules du milieu.

Deux types de cascade peuvent être considérés : les cascades électromagnétiques qui ont pour particule primaire un photon, électron ou un positron et les cascades hadroniques lorsque la particule primaire est un proton ou un noyau. Les cascades hadroniques peuvent engendrer des cascades électromagnétiques lorsque des particules secondaires sont des photons ou des électrons. Pour détecter le passage d’une cascade il est possible, soit de détecter directement la cascade avec des cuves d’eau par exemple, soit d’observer la lumière Tcherenkov produite par les particules chargées grâce à des télescopes Tcherenkov. La surface de détection des télescopes Tcherenkov,⇠10⁵ m², est bien supérieure à celle des satellites⇠1 m².

1. 1 pc = 3⇥10¹⁶m

1. Rayonnement cosmique et émission au delà de 100 GeV

1.5.1 Les cascades atmosphériques

Les photons et électrons de très hautes énergies entrant dans l’atmosphère génèrent des cas-cades électromagnétiques. Dans le cas d’un photon, il interagit avec le champ de Coulomb des nucléons après un parcours moyen de 7/9X0 (X0 ⇡37.2gcm ²) et produit une paire électron-positron (e^±). Lorsque la particule primaire est un électron, l’interaction avec un nucléon de l’atmosphère produit un photon par effet Bremsstrahlung. Ces deux procédés sont responsables du développement de la cascade jusqu’à ce que les particules produites aient une énergie in-férieure à 80 MeV. Les trajectoires des particules de la cascade sont proches de la particule primaire, cependant à cause des multiples diffusions de Coulomb des e^± produits, les cascades ont une extension. Elle reste cependant très faible comparée à l’extension longitudinale qui peut atteindre plusieurs kilomètres comme montré sur la figure 1.4. La cascade électromagné-tique initiée par des rayons d’énergies entre 100 GeV et 1 TeV atteignent leur développement maximum à une altitude d’environ 10 kilomètres pour une extension latérale de⇠50 mètres.

Les cascades hadroniques

Les cascades hadroniques se différencies des électromagnétiques à cause des interactions via la force forte. Ici le processus de production de particules secondaires est l’hadronisation par laquelle d’autres particules hadroniques comme des mésons ou des baryons sont produits. À cause de la décroissance des mésons en leptons et en photons la cascade à trois composantes principales : une hadronique, une électromagnétique et une leptonique. La masse des particules créées par interaction forte étant très supérieure à la masse des électrons, ces derniers reçoivent un important moment transverse par diffusion inélastique, ce qui donne une extension latérale à la cascade hadronique plus importante que les cascades électromagnétiques (voir figure 1.4).

Les processus multiples, dûs à la présence de sous cascades électromagnétiques, donnent une forme très irrégulière à la cascade et une partie de son énergie est emportée par des muons et des neutrinos. Ces différences ont un impact sur les caractéristiques de la radiation Tcherenkov au sol décrite dans la suite.

1.5.2 Radiation Tcherenkov des cascades atmosphériques

La plupart des particules secondaires créées dans les cascades ont des énergies relativistes, donc les particules chargées allant plus vite que la lumière dans le milieu (v c/b) vont émettre une radiation Tcherenkov. L’angle d’ouverture✓du cône de radiation par rapport à la direction de propagation dépend de l’indice de réfractionn( ), avec la longueur d’onde de la radiation, et s’obtient de la façon suivante :

cos(✓) = c

n( )v ⇠ 1

n( ) avec v⇠c (1.2)

avecv la vitesse de la particule. À une altitude de 10 km,✓⇡1 , l’énergie minimum nécessaire pour la production de radiation Tcherenkov pour dese^±est aux alentours de 20-40 MeV pendant

1.5 Le principe de détection des rayons au sol

le développement cascade. Ces valeurs sont très proches de l’énergie critique où les pertes d’énergies par ionisation sont dominantes, donc de tels e^± n’émettent presque pas de radiation Tcherenkov.

Figure1.4:Comparaison des cascades atmosphériques pour un photon (a) et un proton (b). Les distributions de lumière Tcherenkov sur le sol correspondantes sont représentées en (c) et (d) pour une cascade électromagnétique et hadronique respectivement. Crédits de l’image à Konrad Bernlöhr.

Les cônes de lumière Tchrenkov émis par les électrons à différentes altitudes se superposent pour permettre une observation au sol d’un cercle de lumière presque homogène avec un rayon entre 80 et 150 mètres autour de l’axe d’incidence du photon primaire. Les photons Tcherenkov arrivent dans un intervalle de temps très court de l’ordre de 10 nanosecondes. À cause des diffusions multiples des électrons la distribution de lumière au sol s’étale au delà du cercle. Cet effet est montré sur la figure 1.4 qui compare la distribution de lumière Tcherenkov au sol pour

1. Rayonnement cosmique et émission au delà de 100 GeV

une cascade électromagnétique (c) et hadronique (d). On distingue clairement la différence entre les topologies des lumières émises par les deux cascades. Dans le cas d’une cascade hadronique, les sous-cascades entrainent l’étalement de la cascade principale et amènent à une distribution plus erratique par rapport à une cascade électromagnétique.

1.5.3 L’imagerie Tcherenkov

Pour détecter directement les cascades il faut des réseaux de détecteurs de particules char-gées déployés au sol. On peut utiliser comme moyen de détection des scintillateurs ou des cuves d’eau comme c’est le cas pour les expériences Milagro¹, HAWC² et bientôt LHAASO³.

Mais la technique qui est utilisée par les télescopes Tcherenkov détecte indirectement les cascades en mesurant la lumière Tcherenkov émise ce qui apporte des informations comme l’énergie ou la direction incidente de la particule primaire. Pour collecter cette lumière les téles-copes possèdent des surfaces collectrices de l’ordre de la centaine de mètres carrés réfléchissant les photons Tcherenkov dans le plan focal où se situe une caméra. Celle ci est composée de centaines de photomultiplicateurs permettant de mesurer le rayonnement Tcherenkov sur des échelles de temps très courtes.

Figure 1.5: Méthode de détection de la lumière Tcherenkov issue d’une cascade atmo-sphérique. À gauche : Le schéma d’un réseau de télescope recevant le flash de lumière Tcherenkov dont le maximum est à 10 km d’altitude. À droite : Schéma de principe de l’imagerie Tcherenkov. L’image de la cascade se forme dans le plan focal du télescope.

L’image de la cascade dans la caméra est aussi représentée.

1. http ://umdgrb.umd.edu/cosmic/milagro.html 2. http ://www.hawc-observatory.org/

3. http ://english.ihep.cas.cn/ic/ip/LHAASO/