Les NAG vus aux tr`es hautes ´energies

Dans le chapitre 3, une ´etude syst´ematique des NAG d´etect´es aux THE est faite. Nous donnerons ici une vue g´en´erale des observations faites des sources extragalactiques.

Depuis la d´etection du premier blazar, Markarian 421, (Punch et al., 1992), au dessus de la centaine de GeV, 35 sources extragalactiques ont

´et´e d´etect´ees. La plupart sont des NAG (34 objets) dont 28 BL Lac qui se r´epartissent en 23 HBL, 3 IBL et 2 LBL.

A l’heure actuelle, 2 FSRQ ont ´et´e d´etect´es. Le premier est 3C 329,` observ´e par le t´elescope MAGIC (Albert et al., 2008b) durant une ´eruption importante. C’est aussi l’objet le plus lointain jamais vu avec un redshift z= 0.56. Enfin PKS 1510-08 a ´et´e r´ecemment annonc´e par la collaboration HESS et dont le redshift estz= 0.36 (Wagner, 2010).

3 radio-galaxies, de la classe FRI, ont ´et´e d´etect´ees. La premi`ere et la plus brillante est M 87 (Aharonian et al., 2006e). Les autres radio-galaxies d´etect´ees sont Centaurus A (Aharonian et al., 2009a) et 3C 66B (Aliu et al., 2009). A noter que VERITAS ne confirme pas la d´etection de 3C 66B mais attribue le signal observ´e `a 3C 66A, un IBL situ´e dans le mˆeme champ de vue (voir chapitre 3).

M 87 est la seule radio-galaxie dont il a ´et´e possible de mettre en ´evidence la variabilit´e dans le domaine du TeV (Acciari et al., 2009b). Cette ´emission

1.5. LES NOYAUX ACTIFS DE GALAXIE 49 n’a pu ˆetre associ´ee par la localisation spatiale de la source `a aucune partie du jet ou encore du noyau central par ailleurs r´esolus en radio, optique ou encore en rayon X. N´eanmoins des observations simultan´ees en radio (VLBA) et au TeV permettent de penser que le lieu d’acc´el´eration des particules dans M 87 est proche du trou noir central.

A cette liste de d´etection, ajoutons 68 objets ayant ´et´e observ´es par` diff´erentes exp´eriences et ayant des limites sup´erieures publi´ees (de la Calle P´erez et al., 2003; Horan et al., 2004; Falcone et al., 2004; Aharonian et al., 2004a, 2005e; Albert et al., 2008a; Aharonian et al., 2008c). Certains types de sources, en particulier les galaxies Narrow Line Seyfert (NLSy), tr`es recherch´ees (3 sources ayant des limites sup´erieures), n’ont pas encore ´et´e observ´ees aux THE bien que Fermi les ait d´etect´ees (Abdo et al., 2009l).

Le spectre mesur´e par Fermi, extrapol´e au dessus de 100 GeV, m`ene `a un flux trop faible pour esp´erer une d´etection avec la g´en´eration actuelle de t´elescopes Tcherenkov. L’´emergence d’une autre composante spectrale est n´eanmoins possible aux THE comme c’est le cas pour des sources galac-tiques comme Vela X (The Fermi LAT Collaboration & Timing Consortium, 2010), LS I +61˚303 (Abdo et al., 2009h) ou encore la source extragalactique Centaurus A (Fermi Collaboration et al., 2010).

Une partie des ces sources ont ´et´e d´etect´ees lors de phases ´eruptives, comme par exemple Markarian 180 (Albert et al., 2006b) ou encore PKS 0548-322 (Superina et al., 2008). On peut aussi noter que certaines sources n’ont pas de variabilit´e mesurable : les mesures de flux de l’objet PG 1553-113 faites par diff´erents t´elescopes sont compatibles.

Les ´eruptions majeures de certains objets permettent de tester les lois fondamentales de la physique comme l’invariance de Lorentz. En effet, cer-tains mod`eles de gravit´e quantique pr´edisent une d´ependance de la vitesse de la lumi`ere avec l’´energie r´esultant de la violation de l’invariance de Lorentz (Amelino-Camelia et al., 1998, pour une revue). Les ´eruptions de Markar-ian 501 et PKS 2155-304 ont permis de mettre une limite sup´erieure sur l’´echelle d’´energie `a laquelle pourrait apparaˆıtre ce ph´enom`ene (Aharonian et al., 2008b).

50 CHAPITRE 1. L’ASTRONOMIEγ

Chapitre 2

Le satellite Fermi

La fin de la mission CGRO en 2000 fut le d´ebut d’une p´eriode durant laquelle le ciel γ, entre 100 MeV et 200 GeV, ´etait inaccessible. Son suc-cesseur le satellite Fermi (nomm´e GLAST avant le lancement) r´eouvre une fenˆetre sur ce ciel γ avec des performances bien sup´erieures.

Le satellite Fermi a ´et´e lanc´e par la NASA `a bord d’une fus´ee Delta-II, depuis le site de Cap Canaveral (Floride, Etats-Unis) le 11 juin 2008.

Fermi emporte `a son bord deux instruments : le LAT (Large Area Telescope, Atwood et al. (2009)) et le GBM (Gamma-Ray Burst Monitor), compos´e de 12 d´etecteurs d’iodure de sodium (NaI) et de 2 d´etecteurs au germanate de bismuth (BGO) et d´edi´e aux sursauts gamma. Apr`es une p´eriode de v´erification du bon fonctionnement du satellite, les instruments de mesure ont ´et´e mis en marche. Cette p´eriode de 2 mois, appel´ee L&EO (Launch and Early Operations), a permis de tester chaque sous syst`eme du LAT et toutes leurs configurations possibles ainsi que le mode “point´e”, durant lequel le LAT pointe dans une mˆeme direction. D`es les premiers jours, le LAT a montr´e l’´etendue de son potentiel, d´etectant en tr`es peu de temps certaines des plus intenses sources vues par EGRET. Dans ce chapitre, le fonctionnement du LAT ainsi que l’analyse des donn´ees de “haut niveau”

sont d´ecrits.

2.1 Contraintes d’une exp´ erience spatiale

Au-del`a du rayonnement visible (rayons X, rayons γ), l’atmosph`ere ter-restre est compl`etement opaque au rayonnement ´electromagn´etique. Seul un d´etecteur en orbite autour de la Terre peut d´etecter des photons directe-ment.Fermi vole ainsi `a une altitude de 565 km sur une orbite de 25.6 degr´es avec une p´eriode de r´evolution de 96 minutes. La figure 2.1 pr´esente deux images du satellite lors des derniers contrˆoles et juste avant le lancement sur la fus´ee.

Une exp´erience spatiale est sujette `a des contraintes bien diff´erentes 51

52 CHAPITRE 2. LE SATELLITEFERMI

Figure2.1 Vue du satelliteFermi lors des tests finaux (`a gauche) et lors de son montage sur la fus´ee Delta II (`a droite). Le LAT est la partie sup´erieure recouverte d’une protection grise.

d’une autre exp´erience en laboratoire et n´ecessite certains compromis. La fiabilit´e est un point essentiel dans la fabrication et le design d’un satellite puisqu’aucune r´eparation n’est envisag´ee pour Fermi. Le LAT, situ´e sur la partie sup´erieure du satelliteFermi, poss`ede un design modulaire et est com-pos´e de 16 tours identiques (voir figure 2.2), sur un arrangement carr´e de 4×4. Chaque tour est compos´ee d’un module de trajectographe et un mod-ule de calorim`etre, ainsi que de toute l’´electronique d’acquisition n´ecessaire.

La technologie doit bien sˆur ˆetre fiable et de nombreux tests de qualification sont men´es `a chaque ´etape de l’int´egration.

Les lanceurs ont des capacit´es limit´ees en terme de poids et de taille du satellite. Ceci limite la sensibilit´e des missions spatiales. Le poids total du LAT est de 2789 kg pour une surface g´eom´etrique d’environ 1 m².

Les besoins ´electriques du vaisseau et des instruments scientifiques doivent ˆetre minimis´es car ils ne sont pourvus que par des panneaux solaires et des batteries. Ces derni`eres sont donc tr`es importantes et leur vieillissement est surveill´e avec vigilance. La consommation du satellite doit se restrein-dre `a 650W seulement, ce qui est un challenge sachant qu’il faut alimenter plusieurs milliers de voies d’´electronique.

Enfin, les donn´ees doivent ˆetre transmises au sol afin d’ˆetre analys´ees

2.2. PRINCIPE DE D ´ETECTION DU LAT 53