10.1 Introduction
Le Cherenkov Telescope Array (CTA) est la prochaine génération d’instru-ment pour l’astronomie γ au sol. Plusieurs collaborations travaillant actuel-lement sur des instruments différents (H.E.S.S., MAGIC, VERITAS, Fermi...) mettent en commun leurs expériences pour permettre une avancée majeure dans la détection de rayons γ à haute énergie.
10.2 Le réseau CTA
10.2.1 Localisation
Le réseau CTA est actuellement en construction sur deux sites : le site nord situé sur l’île de La Palma aux îles Canaries et le site sud à Paranal
134 Chapitre 10. L’instrument Cherenkov Telescope Array (CTA)
FIGURE10.1 – Haut : Vue d’artiste du site CTA nord localisé sur le site de l’observatoire del Roque de los Muchachos sur l’île de La Palma. Crédit : Gabriel Perez Diaz, IAC, SMM. Bas : Le site sud sera à moins de 10 km au sud de l’ESO Paranal Observatory dans le désert d’Atacama au Chili. Crédit : Collaboration CTA
au Chili (voir Figure10.1). Ces deux sites ont été choisis pour maximiser les retombées scientifiques. En effet, les sources observables dans les deux hémi-sphères sont différentes. Le site sud sera principalement utilisé pour l’étude des sources galactiques contrairement au site nord où le temps d’observation sera principalement dédié à l’étude des sources extragalactiques.
10.2.2 Les instruments
De la même façon que l’expérience H.E.S.S., CTA sera un réseau de té-lescopes ˇCerenkov, mais à une échelle bien plus grande et sur deux sites. Le réseau au complet sera fait d’environ 100 télescopes pour le site sud et 25 pour le site nord (pour rappel, seulement deux télescopes existent pour MA-GIC et cinq pour H.E.S.S.).
Pour observer sur une gamme en énergie la plus large possible, CTA fait face à des contraintes différentes suivant l’énergie à laquelle se fait l’observa-tion. Les particules de faibles énergies produisent des gerbes peu lumineuses et peu étendues. Il est donc nécessaire d’avoir des surfaces importantes de collection pour capter un maximum de cette lumière. Ces particules étant plus nombreuses qu’à haute énergie du fait des spectres en énergie en loi de
10.2. Le réseau CTA 135
puissance, il n’est donc pas nécéssaire de couvrir des surfaces très impor-tantes au sol pour obtenir une statistique exploitable. Au contraire, l’obser-vation à haute énergie a besoin de larges surfaces couvertes au sol par les télescopes pour capter suffisamment de particules (environ 1010 fois moins à 100 TeV qu’à 10 GeV). De plus, les gerbes produites sont plus larges et lu-mineuses donc l’espacement entre les télescopes peut être plus grand et les télescopes peuvent être plus petits sans perdre trop d’information.
Afin de maximiser la sensibilité des réseaux, trois types de télescopes se-ront utilisés : les Small Size Telescopes (SST), les Medium Size Telescopes (MST) et les Large Size Telescopes (LST), qui couvriront respectivement les hautes éner-gies (> 10 TeV), le milieu de gamme (TeV) et les basses éneréner-gies (> 10 GeV).
Les LST
Les LST sont les plus grands télescopes avec un diamètre de 24 m. A basse énergie (< 100 GeV), les gerbes sont moins étendues et lumineuses. Il faut donc une surface de collection plus importante concentrée dans une petite région. La construction de quatre LST formant approximativement un carré est prévue sur les sites nord et sud.
Ces télescopes seront la pièce maîtresse dans la détection des sources tran-sitoires comme les sursauts gamma. La partie IV est dédiée à une description plus détailée du LST.
FIGURE10.2 – Design du LST extrait de [37].
Les MST
Les MST feront 12 m de diamètre. Ils devront fonctionner dans la même gamme en énergie que les télescopes actuels (entre 0.1 TeV et 10 TeV) mais
136 Chapitre 10. L’instrument Cherenkov Telescope Array (CTA)
avec un plus grand champ de vue. La sensibilité des caméras sera égale-ment accrue. De plus, un plus grand nombre sera utilisé dans les réseaux CTA que dans les réseaux actuels. Cette augmentation du nombre de téles-cope permettra de couvrir une plus grande surface au sol, augmentera la statistique de γ captés et améliorera la sensibilité du réseau à ces énergies intermédiaires.
Approximativement 25 MST seront construits sur le site sud et 15 sur le site nord.
FIGURE10.3 – Design du MST extrait de [37].
Les SST
La statistique devenant plus faible à mesure que l’énergie augmente, le domaine des hautes énergies nécessite de couvrir une large surface au sol. Ceci ne peut être réalisé en multipliant le nombre de télescopes de moyenne et grandes tailles sur une grande superficie. Les gerbes à haute énergie étant plus lumineuses et étendues, il est possible de se limiter à des télescopes de petites tailles.
70 de ces petits télescopes d’environ 4 m de diamètre sont prévus sur le site sud. Comme le site nord est dédié aux sources extragalactiques, avec peu de γ de hautes énergies attendus en raison des effets de l’EBL (voir explica-tion sur l’impact de l’EBL dans le chapitre 1), la présence des SST est d’un intérêt limité.
10.2.3 Construction et tests des composants
La construction sur le site nord de CTA a débuté en juillet 2017 avec le premier LST. La structure basse et le réflecteur furent terminés durant les premiers mois de 2018. Les miroirs ainsi que l’arche ont été installés mi 2018. Enfin la caméra fut ajoutée en septembre 2018. Les premières données ont été prises en décembre 2018.
10.2. Le réseau CTA 137
FIGURE10.4 – Design du SST extrait de [37].
La phase de pré-production des LST-2, LST-3, LST-4 et MST-1 sur site a commencé au début de l’année 2019. Leur construction devrait durer jus-qu’en 2023. Toutes ces informations peuvent être trouvées sur la page inter-net de CTA1.
10.2.4 Caractéristiques de CTA
CTA améliorera grandement la compréhension de l’Univers à haute éner-gie dans de nombreux domaines (voir la section 10.1.1). Cependant pour at-teindre ces buts scientifiques, CTA devra être performant et posséder des ca-ractéristiques bien meilleures que celles des générations actuelles. Quelques caractéristiques définies par la collaboration CTA dans [37] sont données dans le Tableau12.1.
Surface de collection
Plusieurs configurations ont été simulées pour maximiser les retombées scientifiques de CTA [44]. Les nombres de chaque type de télescopes des ré-seaux nord et sud sont montrés dans le Tableau10.2. Les configurations pro-posées sont montrées dans la Figure10.5provenant de [46].
Gamme en énergie couverte
La gamme en énergie couverte par CTA est l’une des avancées les plus importantes par rapport à la génération actuelle. L’utilisation de trois types de télescopes permettra à CTA de couvrir quatre ordres de grandeur en éner-gie. Cette gamme en énergie est au moins dix fois plus large que les réseaux de télescopes ˇCerenkov actuels (entre deux et trois ordres de grandeur). Les
138 Chapitre 10. L’instrument Cherenkov Telescope Array (CTA)
Caractéristiques Intervalles en énergie Valeurs Sensibilité diff. (erg cm−2s−1) à 50 GeV 8 x 10−12
à 1 TeV 2 x 10−13
à 50 TeV 3 x 10−13(S) / 10−12(N) Surface de collection (m2) à 1 TeV > 104
à 10 TeV > 106(S) / 5 x 105(N)
Résolution angulaire à 0.1 TeV 0.1◦
> 1 TeV 0.05◦
Résolution en énergie à 50 GeV < 25 % > 1 TeV < 10 %
Champ de vue à 0.1 TeV 5◦
à 1 TeV 8◦
> 10 TeV 10◦
Sensibilité dans le champ de vue à 1 TeV > 2.5◦ Localisation de la source à 1 TeV 5” per axis
Temps de repointé (LST) < 0.1 TeV 20 s (goal), 50 s (max) (MST) 0.1-10 Tev 60 s (goal), 90 s (max) TABLE 10.1 – Performances à atteindre pour l’observatoire
CTA, extraites de [37].
FIGURE10.5 – Les réseaux CTA sud (gauche) et nord (droite) [46]. Les LST, MST and SST sont respectivement les cercles rouges, les triangles verts et les carrés bleus. Les carrés bleus pleins sur le schéma du site nord sont les bâtiments existants et
futurs du site.
Site LST MST SST Sud Paranal 4 25 70 Nord La Palma 4 15 0
10.2. Le réseau CTA 139
FIGURE10.6 – Courbe de sensibilité de CTA comparée aux sen-sibilités des autres instruments γ (extrait de [37]).
énergies les plus basses qui seront atteintes par CTA seront de quelques di-zaines de GeV et les plus élevées atteindront quelques centaines de TeV. La Figure10.6montre la gamme en énergie couverte par CTA. Elle se superpose à plus basse énergie avec celle de Fermi-LAT que la génération actuelle de réseaux Cherenkov. Ainsi combinés les deux instruments permettront une couverture encore plus sensible à celle actuelle entre 20 GeV et 100 GeV.
Sensibilité
CTA sera environ dix fois plus sensible que les réseaux de télescopes ˇ Ce-renkov actuels sur une gamme en énergie très grande comme montré sur la Figure10.6. Cette sensibilité sur une telle gamme en énergie pourra être at-teinte grâce à l’utilisation des trois types de télescopes et à la large couverture au sol de ces télescopes. Ce gain de sensibilité devra permettre de multiplier le nombre de sources observées. A titre d’exemple la Figure10.7 montre ce que CTA obtiendra avec moitié moins de temps d’observation que H.E.S.S. en observant le plan galactique [13].
CTA sera aussi plus sensible à basse énergie (quelques dizaines de GeV) que les satellites opérant dans un domaine γ comme Fermi-LAT. Une com-paraison des sensibilités de Fermi-LAT et CTA à différentes énergies entre 25 GeV et 250 GeV est faite Figure10.8. Dans cette gamme en énergie, CTA est au moins 1000 fois plus sensible que Fermi-LAT quelque soit le temps d’intégration du signal. CTA apportera un gain notable à quelques dizaines de GeV en ce qui concerne les sources transitoires.
140 Chapitre 10. L’instrument Cherenkov Telescope Array (CTA)
FIGURE 10.7 – Comparaison du sondage du plan galac-tique avec CTA (simulation de 1600 h d’observation) et H.E.S.S (2800 h d’observation) [13]. Crédits : Collaboration HESS,
Consortium CTA
FIGURE10.8 – Comparaison entre les sensibilités différentielles de Fermi-LAT et CTA pour différentes énergies entre 25 GeV et
10.3. Les grands télescopes de CTA (LST) 141
FIGURE10.9 – Photographie du prototype LST1. Crédit : Iván Jiménez (IAC)
Repositionnement rapide
L’une des caractéristiques clés des LST est leur capacité à repointer rapi-dement vers une nouvelle position. Le but est de faire du LST le télescope ˇ Ce-renkov le plus rapide au monde (un petit peu plus rapide que les télescopes MAGIC et significativement plus rapide que le grand télescope de H.E.S.S.). N’importe quelle région dans le ciel devrait être atteinte en moins de 20 s.
10.3 Les grands télescopes de CTA (LST)
Le LST dont une photo est montrée en Figure10.9 est un télescope nou-velle génération composé de nombreux sous systèmes assurant un bon fonc-tionnement du télescope. Une brève description des sous système est effec-tuée ici, pour plus d’information se référer à [45]. Le Tableau10.3montre les principales caractéristiques des miroirs, de la caméra et de la mécanique du LST.
10.3.1 La structure
La structure du LST a été conçue afin d’être la plus légère possible tout en se déformant le moins possible lors des mouvements du télescope. Pour ce faire, une partie du télescope est réalisée en matière composite, connue pour permettre un rapport poids/résistance très faible. La partie inférieure du LST est faite de tubes d’acier. Le réflecteur est principalement composé de tubes en fibre de carbone et en aluminium. La structure support de la caméra est composée d’une arche et de haubans en carbone.
142 Chapitre 10. L’instrument Cherenkov Telescope Array (CTA)
Paramètres optiques
Type de réflecteur parabolique Distance focale 28 m Diamètre du réflecteur 23 m
d/D 1.2
Surface des miroirs 368 m2
Précision pointé 14 arcsec
Paramètres de la caméra
Dimensions (LxHxE) 2.8 m x 2.9 m x 1.15 Poids 2 tonnes Nombre de pixels 1855 Champ de vue d’un pixel 0.1◦
Champ de vue de la caméra 4.5◦
Paramètres mécanique
Poids total 103 tonnes Intervalle en élévation 180◦
Intervalle en azimuth 408◦
TABLE10.3 – Spécifications techniques du LST extraites en par-tie de [48].
La structure basse repose sur six bogies répartis de façon hexagonale sur un rail circulaire de 23.9 m de diamètre et 0.5 m d’épaisseur. La structure de support de la caméra est basée sur une géométrie presque parabolique (arche) dont la plupart des éléments sont constitués de fibres de carbone, matériau connu pour être à la fois résistant et léger.
Au bout de l’arche, le cadre de la caméra est monté pour maintenir la caméra à la bonne position par rapport aux miroirs et l’empêcher de bouger lors des différents mouvements du télescope. Afin de faciliter la maintenance de la caméra, une tour d’accès est placée en face du télescope lorsqu’il est en position parquée.
10.3.2 Les miroirs
Le réflecteur optique est constitué de 198 miroirs hexagonaux de 2m2 cha-cun. La surface totale de ces miroirs représente 368m2. Les miroirs sont com-posés d’une superposition de feuilles de verres disposées de part et d’autre d’une structure en nid d’abeilles. Ils ont une réflection optimisée pour des longueurs d’onde comprises entre 300 nm and 550 nm correspondant aux émissions ˇCerenkov.
Les miroirs sont attachés à la structure du LST et utilisent deux actuateurs et un point fixe. Afin de respecter les exigences techniques optiques de préci-sion de pointé et de résolution de l’instrument, les actuateurs sont contrôlés par un système appelé Active Mirror Control (AMC) [70] qui va orienter les miroirs en fonction de la déformation de la structure. Pour ce faire chaque miroir possède une CDD qui va observer la marque de lasers matérialisant
10.3. Les grands télescopes de CTA (LST) 143
l’axe optique sur le plan de la camera . La position de ce laser va être consi-dérée comme fixe et va permettre de corriger le pointé des miroirs en les re-orientant par rapport à ces lasers.
10.3.3 La caméra
La caméra du LST fonctionne sur le même principe que les camera de H.E.S.S. décrites précédemment. Elle est composée de 265 modules électro-niques abritant chacun 7 photomultiplicateurs. En avant de ceux-ci, des guides de lumière qui concentrent la lumière vers ceux-ci [107]. La caméra est simi-laire à celles de H.E.S.S. dans la mesure où le traitement des signaux issus des PM fait dans la caméra par une électronique rapide spécialement développés. Le tout est abrité dans une structure de 2.8 m x 1.9 m x 1.15 m, pour un poids total de 2 tonnes. Avec une distance focale du réflecteur de 28 m, la caméra couvre un champ de vue de l’ordre de 4.5◦. Elle a été conçue pour être la plus compacte possible, d’un poids léger, pour une consommation électrique faible tout en gardant des performances élevées à basse énergie. Plusieurs éléments auxiliaires équipent cette camera et sont utilisés pour d’autres fonc-tions que la prise d’images ˇCerenkov. Des LEDs sont disposées autour de la zone couvertes par les PMs et permettent de la rendre visible depuis le ré-flecteur. Un système motorisé permet de déplacer une cible blanche du coin de la caméra (région ne possédant pas PM) vers le centre de celle-ci. Cette cible, localisée sur le plan focal du réflecteur (à la difference des PMs qui sont disposés pour une focalisation de la camera à une altitude de quelques kilo-mètres) permet de visualiser l’image d’une étoile (source lumineuse située à l’infini) lors de son suivi. Des cibles réfléchissantes situées aux quatre coins de la caméra sont utilisées pour mesurer la distance de la caméra au réflec-teur. La caméra est calibrée grâce à une source de lumière située au centre du réflecteur et illuminant la caméra de manière homogène.
10.3.4 Instrumentation
Hormis la caméra et le contrôle actif des miroirs, le reste de l’instrumen-tation dans le télescope couvre principalement le système de pilotage du té-lescope et les systèmes de contrôle du pointé.
La motorisation
Le système de motorisation permet de contrôler le mouvement du téles-cope. Les mouvements rapides et précis du LST sont effectués par des mo-teurs en élévation et en azimut. Ces momo-teurs sont situés sur 2 bogies dia-métralement opposées pour l’azimuth et sur l’arche arrière du réflecteur en élévation. Ces moteurs en élévation et azimut agissent sur le télescope au tra-vers d’une crémaillère sur le rail fixé au sol dans le cas des mouvement en azimut et sur une chaine fixée à l’arche dans le cas des mouvements en élé-vation. Plus de details sur le système de drive sont données dans le chapitre 12.
144 Chapitre 10. L’instrument Cherenkov Telescope Array (CTA)
Le contrôle de pointé
Le miroir central étant dans l’ombre de la camera, il n’est pas utile à la création de l’image. A sa place, plusieurs systèmes de contrôle du pointé sont installés. Les composants situés à cette position sont :
— la boîte de calibration pour la camera (déjà mentionnée précédemment) ; — deux lasers matérialisant l’axe optique de référence ;
— deux inclinomètres pour mesurer le pointé en élévation ; — deux caméra CCD pour surveiller le pointé du télescope ; — une caméra CCD pour surveiller la convergence du réflecteur ;
— des lasers de mesure de distance pour mesurer la position de la caméra le long de l’axe optique et les éventuelles rotations.
Le fonctionnement du système de contrôle du pointé est décrit plus en details dans le chapitre 14.
10.4 Perspectives scientifiques
CTA est la prochaine étape des réseaux observant des γ à très haute éner-gie. Son but est d’aller au-delà des découvertes faites par la génération ac-tuelle de réseaux de télescopes ˇCerenkov (H.E.S.S., MAGIC et VERITAS). Le champ d’étude est très large : il s’étend des sources galactiques (comme les SNR, pulsars, les sources galactiques transitoires...) jusqu’aux objets extraga-lactiques (AGN, GRB...). Il sera aussi capable de sonder avec une sensibilité inégalée la physique fondamentale à très haute énergie.
Dans la Table10.10sont décrits plusieurs sujets (appelés Key Science Pro-ject ou KSP) sur lesquels CTA devrait avoir un impact majeur. Seulement quelques uns de ces sujets sont décrits dans la suite. Pour plus de détails se référer à [39].
Sources transitoires
Seulement quelques sources transitoires ont été découvertes par les ré-seaux actuels. La meilleure sensibilité et le plus grand champs de vue de CTA augmenteront le nombre de flare d’AGN détectés. Pour la première fois des études statistiques pourront être faites à partir de ces nouvelle détections.
De plus, le repointé rapide et la grande sensibilité à basse énergie des LST fera de ces télescopes la pièce maîtresse d’une détection à plus grande échelle de sursauts gamma. Les premières études quantitatives de ces sources seront pour la première fois possible et devraient ouvrir une nouvelle fenêtre dans leur compréhension à haute énergie.
La physique fondamentale et la lumière de fond extragalactique
Observer à très haute énergie permet de mieux connaître l’Univers ex-trême. Mais il permet aussi de sonder les limites de nos connaissances en ce
10.4. Perspectives scientifiques 145
Key Science Project But du KSP
Sources transitoires Détection des GRB, FRB,
sources galactiques transitoires , etc.
Sondage du plan Etude de population des sources galactique :
galactique SNRs, PWNe, etc. Recherche de candidats Pevatron
Sondage du centre Deriver un meilleur spectre et morphologie de galactique l’émission diffuse et recherche de matière noire
Sondage extragalactique Découvrir de nouvelles sources
Sondage du LMC Etudier les sources galactique extrêmes
Rayons cosmiques de Identifier les sources des rayons Pevatrons cosmiques jusqu’au genou
Système de formation Rôle de l’accélération de particules dans
d’étoiles la formation stellaire et l’évolution des galaxies
Noyaux actifs de galaxies Physique des AGN à très haute énergie, UHECRs et physique fondamentale
Amas de galaxies Sonder les rayons cosmiques dans les amas de galaxies
FIGURE 10.10 – Key Science Projects (KSP) définis par la collaboration CTA provenant de https
146 Chapitre 10. L’instrument Cherenkov Telescope Array (CTA)
qui concerne les lois fondamentales de la physique. La violation de l’inva-riance de Lorentz en est un exemple.
Selon certains modèles de gravitation quantique à boucle et de théorie des cordes, la vitesse de la lumière dans le vide peut changer pour des éner-gies très élevées de l’ordre de l’énergie de Plank Eplanck ' 1.22 x 1019GeV [55]. D’après [16], la vitesse de la lumière dans le vide pourrait changer avec l’énergie comme suit :
c2p2 = E2 " 1 ± ξ1 E Eplanck ± ξ2 E Eplanck 2 ± ... # , (10.1)
avec (ξα)α=1,2,... des paramètres à mesurer ou contraindre.
Cette variation de vitesse pourrait être observable pour des émissions très