La méthode de détection indirecte

Les particules cosmiques de grandes énergies que nous appellerons "particules pri-maires" peuvent soit se désintégrer ou bien interagir avec les atomes de l’atmosphère terrestre produisant des "particules secondaires" d’énergies plus basses [29] qui, par un effet multiplicatif, peuvent soit se désintégrer à leur tour ou engendrer «une gerbe» ou une pluie de particules atmosphériques. Ce phénomène multiplicatif se produit jusqu’à ce que les particules qui interagissent atteignent une "énergie critique" (d’environ 80 MeV pour les électrons dans l’atmosphère), et à partir de ce niveau, on observe une très forte

4. Les techniques de détection des rayons gamma à haute énergie décroissance des particules dans la gerbe. Le développement des gerbes est différent selon la particule primaire qui aura initiée la gerbe (on parlera alors de "gerbe hadronique" ou de

"gerbe électromagnétique") et son énergie. La technique de détection d’un rayon gamma à haute énergie consisterait donc à étudier les caractéristiques de la gerbe et de n’en retenir que celle initiée par un gamma.

En effet, comme le suggère la figure I.14 qui est un résultat de simulation, La gerbe qui aura été initié par un rayon gamma est plus compacte, plus symétrique, moins large et moins dispersée.

Figure I.14.Simulations CORSIKA sur le plan XY et XZ, de gerbes initiées par un gamma, un proton et un noyau de fer. La couleur rouge représente des électrons, positrons ou gamma ; les couleurs vertes et bleue représentent respectivement des muons et hadrons.

[30]

Parmi les particules secondaires se trouvent des particules chargées comme l’électron ou le positron.

4. Les techniques de détection des rayons gamma à haute énergie Lorsqu’une particule chargée traverse l’atmosphère avec une vitesse supérieure à la vitesse de la lumière dans l’air (v > c/nair(h)ou beta > 1/nair(h), oùhest l’altitude à partir de la surface de la Terre etnl’indice de réfraction de l’atmosphère), un rayonnement dit ”rayonnement de Tcherenkov” est émis (voir Fig. I.15). Cela est dû à la polarisation asymétrique du milieu à l’avant et à l’arrière de la particule, ce qui donne lieu à un moment dipolaire électrique variable. Cette variation rapide du champ électromagnétique génère de vrais photons. Le rayonnement émis par effet Tcherenkov forme un cône lumineux autour de la direction de la particule, dont l’ouverture est d’environ 1^◦dans l’atmosphère et pouvant aller jusqu’à 1.3^◦à la surface de la Terre en raison de la variation de la densité de l’airn_air(h). Dans l’eau le cône a une ouverture d’environs 40^◦

c tn

βct

θ

Figure I.15.Cône de lumière Tcherenkov.

La méthode indirecte de détection des particules gamma de hautes énergie peut donc s’opérer selon 2 techniques :

— L’EAS (extensive air shower) :

En installant au sol des des grands calorimètres (comme des cuves d’eau), on peut mesurer l’énergie déposée par les produits secondaires d’une gerbe atmosphérique et en déduire les caractéristiques de la particule primaire. La sensibilité du sys-tème est améliorée avec de larges surface de détection pouvant atteindre les 10⁵m² jusqu’au centaines dekm², et grâce à un maillage éfficace des détecteurs. Cette tech-nique a l’avantage de posséder un cycle utile pouvant atteindre les 100% (plutôt de 95% dû à des éventuelles pannes, opérations de maintenance, etc...) et de pouvoir observer une grande partie du ciel (environ 2/3).

— l’IACT (imaging air Cherenkov telescope) :

Il s’agit d’une technique qui consiste à détecter sur un réseau de télescope au sol la lumière Tcherenkov émise par les particules chargées secondaires. ici, l’atmo-sphère est utilisé comme calorimètre et la surface effective est grande. Le champ de vision ou "field of view" (FoV ) est toutefois limité (quelques degrés) et le fonc-tionnement est limité aux nuits claires sans lune (le cycle utile qui est le rapport du temps d’observation possible et du temps d’observation disponible est de dizaines de pourcent).

Le profil exact de la taille et l’intensité du pool lumineux dépendent du type de particule primaire, de la hauteur de production de la douche, de la direction de la particule primaire et de la hauteur de l’emplacement du détecteur [31].

5. Les expériences d’études de rayons gamma à haute énergie et leurs principaux résultats

IACT EAS Méthode directe

Cycle utile <15% '100% '100%

FoV <10^◦ '50^◦ '50^◦

Intervalle d’Energie 30 GeV-300 TeV 1 TeV-100 EeV 10 keV-300 GeV

Séparation bruit-signal '99% '80% '99%

Sensibilité '10⁻³flux du crabe2 '5% flux du crabe '10⁻³ flux du crabe

Résolution en énergie '15% '30%-40% '10%

Résolution angulaire '0.05^◦ '0.2^◦-0.8^◦ '0.15^◦-3.5^◦

Surface de collection 'km² 'km² 'm²

Table I.1.Tableau récapitulatif des performances des principales techniques de détection de rayons gamma à hautes énergies.

La lumière Tcherenkov, émise en quelques nanosecondes, peut être focalisée au moyen de miroirs ou de lentilles sur le plan focal. Une caméra sur ce plan, com-posée de nombreux pixels dotés de capacités de synchronisation (inférieures à la nanoseconde), peut produire une image de ce flash rapide.

Étant donné que les gerbes électromagnétiques et hadroniques ont une structure et un développement différents, les rayons cosmiques peuvent être distingués des rayons gamma au moyen de leur image sur la caméra. En effet, lorsqu’un point IACT pointe vers une source de rayons gamma, les gerbes électromagnétiques se présentent sous la forme d’un ellipsoïde allongé dont l’axe principal pointe vers le centre de la caméra, ce qui définit également leur direction d’arrivée. Par contre, les gerbes hadroniques produiront des images très dispersées. Pour permettre une mesure calorimétrique, la gerbe doit atteindre son développement maximal avant d’atteindre le télescope au sol, de sorte que l’émission Tcherenkov reflète le nombre de particules chargées dans la gerbe, qui est proportionnel à l’énergie primaire.

L’énergie de la particule primaire est alors déduite de la charge collectée dans chaque pixel. La détermination des paramètres de la gerbe peuvent être améliorée avec un réseau de télescopes ayant un temps de synchronisation de l’ordre de la ns, et détectant la même gerbe.

Les techniques de détection de rayons gamma de hautes énergies citées çi dessus ne s’opposent donc pas mais sont complémentaires. Le tableau Tab.I.1récapitule un peu leur performances.

5 Les expériences d’études de rayons gamma à haute énergie et leurs principaux résultats

Depuis la découverte du rayonnement cosmique, plusieurs expériences de détection et de caractérisation de ce rayonnement à partir de l’astronomie gamma ont été menées et continuent de l’être au regard des questions et interrogations qui sont soulevées par les résultats de ces expériences. Dans cette section, nous parlerons de quelques expériences majeures dans le domaine de l’astronomie gamma à haute énergie ainsi que des principaux résultats.

5. Les expériences d’études de rayons gamma à haute énergie et leurs principaux résultats