-19 10 -16 10 -13 10 -10 10 -7 10 -4 10 -1 10 1 E [eV] -5 10 10-2 10 104 107 1010 10131014 Radio
MillimØtrique IRL PIR Infrarouge Visible UltraViolet Mou Dur Rayons X BE HE THE UHE γ Rayons
Figure 2.1 – Spectre électromagnétique : des radios aux γ
2.1.1.1 Les observations
Observer des rayons γ est une opération plus complexe que dans n’importe quel autre
do-maine de longueur d’onde. En effet, à ces énergies, il est impossible de faire la collimation des photons. D’autres techniques ont du être développées, expliquant ainsi la relative jeunesse de l’astrophysique des hautes énergies. Le spectre électromagnétique est si étendu (voir figure 2.1) en énergie mais également en flux (le flux de photons est relié au flux de rayons cosmiques présenté figure 1.2) qu’un seul instrument ne peut actuellement tout observer. Différents
dé-tecteurs ont donc été construits : observatoires spatiaux pour les γ de hautes énergies (HE),
et observatoires au sol pour les très hautes ou ultra hautes énergies (VHE et UHE). Ces deux types d’instruments sont complémentaires : le flux diminue lorsque l’énergie des particules aug-mente, il est donc nécessaire d’utiliser une très grande surface efficace à haute énergie. Pour des raisons de coût, les observatoires spatiaux sont limités en taille : leur sensibilité est trop faible aux très hautes énergies, domaine dans lequel les détecteurs au sol sont plus appropriés. Dans le domaine des hautes énergies au contraire, le flux est élevé, mais le bruit causé par les rayons cosmiques chargés (ainsi que par leurs produits de spallation avec les atomes et les molécules de l’atmosphère) est plus important ; les détecteurs spatiaux, grâce à une détection directe et un bon rejet des particules chargées sont destinés à l’observation dans cette gamme d’énergie.
2.2 Les observatoires spatiaux
2.2.1 EGRET
L’astronomie γ a commencé il y a une trentaine d’années avec le lancement du satellite
Section 2.2 : Les observatoires spatiaux 23
lieu avec le satellite CGRO (Compton Gamma-Ray Observatory), lancé en 1991. Il comprenait quatre détecteurs différents :
– BATSE (Burst And Transient Source Experiment), dans le domaine d’énergies s’étendant
de 20 keV à 100 keV, dédié à l’observation des sursauts γ,
– OSSE (Oriented Scintillation Spectrometer Experiment), sensible aux énergies comprises entre 50 keV et 10 MeV, utilisé principalement pour l’étude des raies de désintégration des noyaux radioactifs dans les vestiges de supernovae ainsi que pour la détection de la raie d’annihilation électron-positon au centre de la Galaxie,
– COMPTEL (imaging COMPton TELescope), pour l’étude des sources dans le domaine des basses énergies (1 MeV - 30 MeV),
– EGRET (Energetic Gamma-Ray Experiment Telescope), pour l’étude des sources dans le domaine des hautes énergies (30 MeV - 30 GeV).
C’est donc ce dernier détecteur qui nous intéresse tout particulièrement. La moisson de résultats rapportés par EGRET est remarquable : le catalogue des sources a ainsi été multiplié par 10 (270 sources détectées). Les trois détecteurs, SAS 2, COS B et EGRET, utilisent tous les trois des techniques classiques de la physique des particules. Ainsi, le schéma de principe d’EGRET
est indiqué sur la figure 2.2-(a) : les γ incidents se convertissent en paires électron-positon dans
les feuilles de tantale insérées entre les plans de détection de la chambre à étincelles. Celle-ci nécessite du gaz pour fonctionner, qui doit être changé périodiquement afin de garder des performances stables. Les plans de scintillateurs encadrant la partie inférieure de la chambre à étincelles servent au déclenchement et à la mesure du temps de vol. Enfin, la mesure de l’énergie
des γ incidents se faisait à l’aide d’un calorimètre à NaI de 8,5 longueurs de radiation.
La chambre à étincelles du détecteur est entourée, à son sommet et sur les côtés, d’un bouclier constitué d’un dôme de scintillateurs, rejetant les particules chargées. L’efficacité de
ce dôme est excellente et le fond résiduel est inférieur à 106cm−2s−1sr−1 au-delà de 100 MeV.
(a) (b)
Figure2.2 – Les observatoires spatiaux pour la détection desγ de haute énergie : (a) - Schéma
24 Chapitre 2 : L’avènement de l’astronomie γ
Instrument EGRET (1991-2000) Fermi(depuis 2008)
Domaine en énergie 30 MeV - 30 GeV 100 MeV - 300 GeV
Résolution angulaire 6◦ (100 MeV) 3,5◦ (100 MeV)
0,5◦ (10 GeV) 0,1◦ (10 GeV)
Résolution en énergie 12% (100 MeV) 9% (100 MeV)
8% (1 GeV) 5% (1 GeV)
Surface effective 1000 cm2 10000 cm2
Champ de vue 0,6 sr 2,4 sr
Flux minimal (E>100 MeV) 5,4×10−8cm−2s−1 1,5×10−9cm−2s−1
(E>1 GeV) 1,2×10−8cm−2s−1 1,5×10−9cm−2s−1
Temps mort 0,1 s 100 µs
Table 2.1 – Comparaison des caractéristiques d’EGRET et de Fermi.
2.2.2 L’observatoire Fermi
Aujourd’hui, un projet majeur, le satellite Fermi, a pris la relève d’EGRET. Ce satellite a été lancé le 11 juin 2008. Il observe le ciel dans la bande d’énergie comprise entre 30 MeV et 300 GeV. La conception technique de Fermi (figure 2.2-(b)) a pour but d’améliorer les performances d’EGRET en terme de résolution angulaire, de résolution en énergie et de sensibilité. Ainsi, le trajectographe de Fermi est constitué de pistes de silicium qui offrent une efficacité de 100% sur toute leur surface et ont une résolution intrinsèque excellente. Ce type de trajectographe est donc bien plus précis que la chambre à étincelles d’EGRET. Par ailleurs, il ne souffre pas des limitations dues au fonctionnement à l’aide de gaz, en particulier du temps mort. L’énergie des
γ est mesurée à partir d’un calorimètre de dix longueurs de radiation composé de 16 modules
indépendants constitués chacun de cristaux d’iodure de césium dopés au thallium (CsI(Tl)). Ces cristaux sont de plus partiellement dépolis et disposés horizontalement suivant les axes des X et des Y. Cette conception originale lui offre la possibilité de mesurer la gerbe en trois dimensions. L’asymétrie gauche-droite de la réponse, obtenue par dépolissage, donne accès à la position longitudinale de la gerbe dans un cristal.
Le tableau 2.1 compare les caractéristiques des détecteurs EGRET et Fermi, et met en évidence une meilleure résolution angulaire grâce à son trajectographe, une meilleure résolution en énergie (de l’ordre de 10%), ainsi qu’une sensibilité accrue. Cette dernière particularité est due notamment à la plus grande surface efficace de Fermi, à son plus grand champ de vue et
enfin à sa capacité de localiser plus précisément la direction des γ incidents. Enfin, Fermi est
très bien adapté pour l’observation des sursauts γ en raison d’un temps mort extrêmement
faible (100 µs) en comparaison à celui d’EGRET (0,1 s).
Après un an et demi d’observations, Fermi a déjà fourni des données sans précédent en terme de quantité et de qualité. Plus de mille sources ont déjà été mises en évidence. Le lecteur intéressé se référera aux références présentes sur le site de Fermi [28]. Un premier catalogue des pulsars détectés par Fermi devrait être prochainement publié [29] faisant la synthèse du premier cycle d’observations de Fermi. Ce catalogue est une liste donnant la position la plus probable de chaque objet et son incertitude (boîte d’erreur), le degré de confiance de détection, l’indice spectral (pente du spectre), l’intensité à différentes époques d’observation et les possibles contreparties à d’autres longueurs d’ondes. Sa mise en œuvre a exigé tout d’abord le choix d’une méthode de détection performante. La première phase consiste à choisir une méthode mathématique parmi celles envisagées (ondelettes, vraisemblance maximale, blocs Bayesiens,