Le fond de photons est sch´ematis´e sur la figure 5.1 de la radio aux rayons γ. Les fonds importants dans cette ´etude sont :
– Le fond cosmique micro-onde (CMB), entre 10 et 103GHz pour un flux maximal de 10−6W m−2sr−1, avec lequel interagissent les ´electrons par inverse-Compton. Il est pr´e- sent´e en sous-section 5.1.1.
– Les fonds ultra-violet et optiques (CUVOB) et infrarouge (CIB), regroup´es ici sous la d´enomination EBL (ExtraGalactic Background Light), entre 102 et 3 · 106GHz pour un flux maximal de l’ordre de 1.5 · 10−8W m−2sr−1. C’est majoritairement avec lui que les rayons γ interagissent pour produire une paire d’´electrons. Il est ´etudi´e en sous- section 5.1.2.
Les fonds de rayons γ, de rayons X, ou radio, n’interviennent pas directement dans cette ´etude et seront donc ignor´es.
5.1.1 Le fond cosmique micro-ondes (CMB)
Le CMB constitue le rayonnement le plus important en nombre de l’univers. Selon la cosmologie du big-bang, ce rayonnement marque le d´ecouplage de la mati`ere avec les photons, vers z ≈ 1100. Son spectre s’´ecrit :
nCMB(T, ε) = 8π hc mec2 3 ε2 exp kTε − 1eV −1m−3 (5.1)
L’expansion de l’univers se traduit par :
– Une augmentation du volume : dVz → (1 + z)−3dV0. – Une perte d’´energie des particules : εz → (1 + z)ε0.
Les photons dans l’intervalle [εz, εz+ dεz], dans le volume dVz `a la distance z sont au nombre de N (z) = nCMB(Tz, εz)dVzdεz. A z = 0, ce nombre n’a pas chang´e, N (z) = N (0). On a donc :
nCMB(T0, ε0) = nCMB( Tz 1 + z,
εz
5.1. LE FOND DE PHOTONS 135
Fig. 5.1 – Le fond de photon [58], du fond radio (CRB), au fond de rayons γ (CGB), en passant par le fond cosmologique micro-onde (CMB), le fond infrarouge (CIB), le fond optique et ultra-violet (CUVOB) et le fond de rayons X (CXB).
Fig. 5.2 – Les contributions des sources principales `a la luminosit´e observ´ee dans l’infra- rouge [58] dans le trou de Lockman de la luminosit´e totale (disques ´evid´es), les poussi`eres interplan´etaires (triangles), les sources galactiques distinguables (carr´es), la contribution sta- tistique des sources non-distinguables (ast´erisques), les poussi`eres interstellaires (losanges). Les disques plein indique la luminosit´e r´esiduelle apr`es soustraction de ces contributions. C’est a priori le fond extragalactique infrarouge.
136 CHAPITRE 5. PROPAGATION DES γ 0.1 1.0 10.0 100.0 1000.0 Wavelength λ [µm] 10-9 10-8 10-7 W m -2 sr -1 106 105 104 103 Frequency ν [GHz] VHE Blz HST HESS IRTS DIRBE Lick/2MASS CAT γ rays IRAC Spitzer 15µm ISO DIRBE/CAT/IRAS 850µm SCUBA 200 - 1200µm FIRAS 24µm MIPS Spitzer 70µm MIPS Spitzer 160µm MIPS Spitzer
Fig. 5.3 – Fond extragalactique de pho- tons de 0.1 µm `a 1 mm [34]. Les limites basses sont estim´ees par le d´ecompte des galaxies observ´ees, les limites hautes par des hypoth`eses sur le comportement pos- sible des blazars au TeV.
Wavelength (m) -8 10 10-7 10-6 10-5 10-4 10-3 10-2 ) -1 sr -2 ) (W m ν F( ν -11 10 -10 10 -9 10 -8 10 -7 10 CMB EBL Primack x 0.45 EBL Spitzer
Fig.5.4 – Comparaison des fonds extraga- lactiques, d´etermin´e `a l’aide de contraintes observationnelles (EBL Spitzer) [34], et d´etermin´e selon un mod`ele [91] puis nor- malis´e (×0.45) en flux selon les observa- tions de HESS (EBL Primack x0.45) [3]. Les spectres entre 0.5 et 5 µm sont ´equi- valent. C’est pourquoi les opacit´es aux γ calcul´ees avec l’une ou l’autre le sont aussi. En d’autres mots, l’expansion de l’univers transforme un corps noir de temp´erature T en un corps noir de temp´erature moindre T /(1 + z). Le CMB est aujourd’hui mesur´e `a une temp´erature de T = 2.725 K (kT = 2.35 · 10−4eV).
5.1.2 Le fond extragalactique (EBL)
Le fond extragalactique n’a pas comme le CMB une forme analytique claire. Il se d´efinit en effet comme la somme des ´emissions depuis l’´epoque de la r´eionisation (z ∼ 7−20). Cette forme d´epend donc de l’histoire de la formation des galaxies et des ´etoiles. De plus son observation est rendue particuli`erement ardue par la pr´esence de sources de bruit dont le flux est au moins du mˆeme ordre que le flux de l’EBL. Cette section commence par aborder les sources de bruit masquant l’EBL. Elle s’int´eresse ensuite aux techniques permettant son observation. Enfin une description est donn´ee des sources contribuant potentiellement `a l’EBL, et, par ce biais, de l’historique de sa formation dans l’univers. Les informations pr´esent´ees ici sont principalement tir´ees des revues [58] [67].
Sources de bruit
Les sources de bruit et leur flux, mesur´es dans le trou de Lockman 1, sont pr´esent´ees sur la figure 5.2. La premi`ere source de bruit est interne au syst`eme solaire. La lumi`ere zodiacale r´esulte de la diffusion ou la r´e´emission par les poussi`eres interplan´etaires de la lumi`ere du soleil. Comme le montre la figure 5.2, elles sont les principales sources de lumi`ere entre 1 et 100 µm. Les nuages de poussi`ere tendent `a ˆetre confin´es autour de l’Ecliptique. Son spectre se rapproche d’un corps noir `a 240 K. L’importance de l’´emission est fonction de la position 1Section du ciel d’un angle solide de 15◦ o`u la densit´e de colonne de l’hydrog`ene galactique est minimal. C’est donc la section la plus propice `a l’observation d’objets extragalactiques.
5.1. LE FOND DE PHOTONS 137 de la terre par rapport aux nuages. Etant donn´e leur proximit´e, celle-ci varie fortement en fonction de la position de la Terre sur son orbite. Des observations r´ep´et´ees `a diverses p´eriodes de l’ann´ee permettent d’´eliminer la composante variable des spectres pour n’en conserver que les composantes stables.
Les ´emissions galactiques les plus importantes proviennent des ´etoiles de la galaxie. Les ´etoiles les plus brillantes sont masqu´ees pendant l’analyse. On estime la contribution des autres statistiquement. Ces ´emissions sont importantes principalement dans l’ultra-violet.
Le milieu interstellaire lui aussi ´emet dans ces longueurs d’onde. Tout comme les poussi`eres interplan´etaires, le milieu absorbe la lumi`ere des ´etoiles pour les r´e´emettre dans l’infrarouge. Ces ´emissions ont un flux inf´erieur au flux du CIB.
Pour des longueurs d’onde sup´erieures `a 100 µm, le CMB lui-mˆeme devient une source de bruit lorsque l’on s’int´eresse au CIB, le fond dˆu aux ´emissions des galaxies. N´eanmoins, la forme spectrale du CMB est connue et ses fluctuations sont n´egligeables. Cette contribution peut donc ˆetre retir´ee.
Origine de l’EBL
L’origine de l’EBL est connue dans les grandes lignes. La bosse dans l’ultra-violet et l’op- tique serait due aux ´emissions des ´etoiles de population I et II (respectivement de troisi`eme et de seconde g´en´eration). L’´emission de ces ´etoiles peut ˆetre absorb´ee. Ainsi, l’opacit´e aux photons entre 13.6 eV et ∼ 1 keV est telle que ceux-ci ne se propagent gu`ere hors du lieu o`u il sont produits. En effet cet intervalle d’´energie correspond aux niveaux d’excitation des atomes ou mol´ecules du milieu interstellaire et intergalactique (qui r´esultent par exemple dans l’ob- servation de raies spectrales dans le spectre des quasars, les forˆets Liα). Les photons absorb´es peuvent ˆetre r´e´emis dans l’infrarouge. On consid`ere en effet que la bosse infrarouge corres- pond aux ´emissions ou diffusions par les poussi`eres. Trois types de poussi`eres contribueraient, toutes fonction de la m´etallicit´e donc de l’ˆage des galaxies : les hydrocarbones polycycliques aromatiques (ou PAH, entre 10 µm et 30 µm), les nuages de poussi`ere chauds dans les r´egions de formation active d’´etoiles (30 `a 70 µm) et les cirrus, nuages froids autour des galaxies (70 `a 100 µm) [91].
Les noyaux actifs de galaxie (AGN) et les quasars participent eux aussi `a la constitution de l’EBL. N´eanmoins, leur contribution ne d´epasserait pas les 10% `a 20% du fond total [79].
La r´esolution des objets contribuant `a l’EBL permet d’en d´eterminer l’histoire. Ainsi l’EBL `a z = 0 r´esulterait principalement de galaxies dont l’´evolution remonte principalement `a z < 2. Cette ´evolution ´etant elle-mˆeme d´etermin´ee en fonction du d´ecompte des sources et du flux mesur´e de l’EBL [70] [90]. Une fraction importante de ces sources paraˆıt aujourd’hui r´esolue, les limites hautes sur le flux ´etant seulement les trois-quarts des limites basses impos´e par le d´ecompte des sources. Le pic de l’´emission infrarouge se situerait ainsi entre z = 0.5 et z = 1.5 [34] [71].
Estimations de l’EBL
Un certain nombre de m´ethodes existent pour estimer le flux de l’EBL. Les premi`eres consistent en l’observation directe du flux avec soustraction des sources de bruit. C’est ce qui est fait `a l’aide des satellites COBE, IRTS, Spitzer ou HTS. La difficult´e r´eside dans la soustraction des fonds, en particulier les ´emissions zodiacales et la contribution des ´etoiles non-d´etect´ees de notre galaxie. La soustraction pour ces deux sources d´epend fortement des mod`eles choisis. La d´etection directe de l’EBL n’est confirm´ee que si les r´esidus (cartes du ciel dont les fonds ont ´et´e soustraits) sont de fa¸con significative au-dessus des barres d’erreurs tant syst´ematiques que statistiques, mais aussi `a condition que ceux-ci soient isotropes et d´ecorr´el´es
138 CHAPITRE 5. PROPAGATION DES γ de la position des sources de bruit. Il semblerait qu’aucune analyse `a ce jour ne remplisse par elle-mˆeme ces trois conditions.
Une seconde m´ethode, utilisant les donn´ees des mˆemes instruments consiste `a identifier autant que faire se peut les objets extragalactiques contribuant `a l’EBL. Cette m´ethode est limit´ee par la sensibilit´e mais aussi la r´esolution de l’instrument. Il est possible d’am´eliorer les r´esultats en utilisant des cartes du ciel dans une longueur d’onde pour compter ces mˆemes sources dans des longueurs d’onde ayant une moins bonne r´esolution. Ainsi Spitzer aurait r´esolu plus des trois quart de l’EBL au-dessus de 24 µm [34]. Ces estimations constituent des limites basses pour l’EBL, un certain nombre de sources ayant pu ˆetre omises. Des limites basses sont aussi fournies par HTS `a ∼ 0.2 µm et `a nouveau Spitzer jusqu’`a 24 µm.
L’astronomie γ permet elle aussi de contraindre l’EBL. Celles-ci sont indiqu´ees par les flˆeches vers le bas (violettes) sur la figure 5.3. En effet les rayons γ interagissent sur le fond et produisent des ´electrons. Si l’on connaˆıt la distance aux sources observ´ees mais aussi le spectre qu’elles ´emettent, on peut alors mesurer l’infrarouge en ´etudiant l’importance de l’att´enuation de ce spectre. Dans les faits, la forme des spectres reste incertaine. N´eanmoins, il est possible d’estimer des valeurs hautes de l’EBL. Un spectre infrarouge avec des valeurs plus grandes im- pliquerait une ´emission intrins`eque (´emission observ´ee d´esatt´enu´ee) physiquement improbable car trop importante.
Ces diverses m´ethodes sont compl´ementaires les unes des autres. Ainsi les limites basses obtenues par comptage sont-elles en accord avec les limites hautes obtenues avec l’observation des rayons γ. Les observations directes sont elles-mˆeme globalement en accord avec ces limites. On peut n´eanmoins remarquer que les observations propos´ees par IRTS semblent indiquer une composante de l’EBL `a des valeurs de flux d´epassant les autres. Cette composante s’accorde bien au spectre des ´emissions zodiacales, signe potentiel d’une soustraction de fond incompl`ete. Mais surtout elle s’adapte aussi bien au spectre probable des ´etoiles de population III2 [36], soit une source extragalactique. Les observations au TeV permettent de choisir entre ces deux hypoth`eses. En effet une source locale ne participera pas `a l’att´enuation. Des blazars avec un spectre intrins`eque au TeV en loi de puissance semblent infirmer l’hypoth`ese des « ´etoiles de population III » [37][3]. N´eanmoins il reste possible de r´econcilier les observations γ avec celles d’IRTS en invoquant un spectre en loi de puissance bris´ee [68].
Le spectre utilis´e dans cette ´etude
Dans cette ´etude le spectre utilis´e (Primack x 0.45 sur la figure 5.4) correspond `a ce- lui propos´e par Primack [91] et repris par la collaboration HESS [3]. Sa forme est d´etermi- n´ee par une mod´elisation de spectres d’´emission de galaxies « typiques » et de l’´evolution de leur nombre [91]. Le r´esultat ´etait initialement normalis´e aux valeurs mesur´ees `a 2.2 et 3.5 µm [107] [35]. La collaboration HESS propose une normalisation plus contraignante (×0.45) justif´ee par des mesures de flux au TeV [3]. Le spectre est comparable `a celui fournit par Spit- zer [34] et qui s’appuie sur des contraintes observationnelles (dont celles propos´ees par HESS).