Les processus que nous venons de décrire expliquent les pertes d’énergie des leptons et des hadrons accélérés du rayonnement cosmique. Ces processus de pertes d’énergie impliquent souvent l’émission de rayons γ. Du fait de leur charge, les leptons et les hadrons sont isotropisés lors de leur propagation dans la Galaxie et avant leur détection sur Terre. Ils forment donc ce qu’on appelle des émissions diffuses que nous présenterons un peu plus en détail à la section 1.4. En revanche, les γ ne sont pas chargés et bien qu’ils puissent être absorbés et réémis dans une direction différente, une part non-négligeable de ce rayonnement se propage de manière rectiligne depuis son lieu d’émission jusqu’à la Terre. Ces rayons γ permettent donc de tracer les zones d’émission et d’accélération des leptons et des hadrons et les zones privilégiées dans la Galaxie où ceux-ci interagissent avec le milieu interstellaire. Les sources de rayons γ sont classées en deux catégories, actives et passives, selon qu’elles sont le site d’accélération des rayons cosmiques ou qu’elles sont les cibles de ces derniers.
Sources
1.3.1 Les sources galactiques
Les vestiges ou rémanents de supernovæ sont une importante classe de sources γ actives aux énergies du TeV. Ces vestiges de supernovæ sont le résultat de l’explosion d’une supernova, c’est-à-dire de l’effondrement d’une étoile massive sur elle-même lorsque la pression résultant de la fusion nucléaire n’est plus capable de compenser l’attraction gravitationnelle du matériel stellaire. Lors d’une explosion de supernova, cet effondrement a lieu de manière très rapide et très violente : les couches extérieures de l’étoile sont éjectées et le gaz chauffé s’expand à une vitesse supersonique dans le milieu interstellaire environnant causant une onde de choc. Cette onde de choc est de nature à permettre une accélération des rayons cosmiques telle que décrit dans la section 1.1.2.2. Les vestiges de supernovæ sont donc des objets étendus constitués des restes des couches extérieures d’étoiles après leur explosion. L’émission de γ étant liée à l’accélération des rayons cosmiques, elle est plutôt localisée au niveau de l’onde de choc c’est-à-dire en périphérie du vestige.
Les pulsars forment une deuxième classe d’objets galactiques qui émettent des rayons γ. Un pulsar est une étoile à neutrons qui s’est formée après l’explosion d’une supernova et qui est en rotation rapide. Un pulsar émet un faisceau de photons qui n’est détectable que si l’émission se fait dans la direction de l’observateur. La période de rotation du pulsar explique l’intermittence de l’émission. Le terme pulsar provient donc du fait que l’émission apparaît pulsée pour un observateur. Cette période est très rapide, elle varie entre quelques millisecondes et quelques secondes seulement. Les pulsars sont le siège de champ magnétique extrêmement intense, de l’ordre de 1013 G. Les pulsars étant en rotation, ce champ magnétique engendre un champ électrique extrêmement fort qui peut alors accélérer des particules qui, à leur tour, peuvent émettre des rayons γ [30]. Les pulsars continuent à émettre des γ bien après que le vestige de supernova ait disparu. Ceci survient après quelques centaines de milliers d’années lorsque l’onde de choc disparaît. Pendant la période où les deux objets coexistent, ils peuvent interagir et former des nébuleuses de vent de pulsar (ou plérions) qui sont des vestiges de supernovæ alimentés par les vents électromagnétiques émis par le pulsar.
1.3.2 Les sources extragalactiques
Les sources extragalactiques de rayons γ de très haute énergie sont, parmi celles qui ont été identifiées, très majoritairement des noyaux actifs de galaxie. Ces galaxies hébergent en leur centre un trou noir supermassif. L’accrétion de matière par ce trou noir engendre des jets bi- polaires relativistes. L’angle entre l’observateur et la direction du jet change radicalement la manière dont est perçu un noyau actif de galaxie et a donné lieu à une terminologie nombreuse pour décrire les différents objets observés qui ont depuis été rassemblés dans un modèle d’uni- fication [31, 32]. Parmi ces objets, le plus observé au TeV est le blazar qui correspond à un noyau actif de galaxie dont le jet est orienté à moins de 10° de la direction de l’observateur. L’accélération des rayons cosmiques et la production des rayons γ pourrait avoir lieu dans le jet. Un autre exemple de source extragalactique de rayons γ sont les galaxies à flambées d’étoiles, comme par exemple la galaxie M82 observée par VERITAS [33] et la galaxie NGC 253 observée par H.E.S.S. [34]. Enfin, les sursauts gamma (GRB pour Gamma-Ray Burst en anglais), détectés depuis des années au MeV et au GeV [35], sont supposés être des sources extragalactiques de rayons γ aux très hautes énergies mais n’ont pas encore été détectés à ce jour.
Rayonnement cosmique et émissions diffuses
1.3.3 Le critère de Hillas
Le critère de Hillas stipule que les particules accélérées ne peuvent seulement être contenues près du site d’accélération que si leur rayon de Larmor est plus petit que la taille typique de l’objet [22]. Il permet de calculer une limite supérieure Emax à laquelle un objet peut accélérer des particules en fonction de sa taille et du champ magnétique qui y règne :
Emax= ΓqBRc (1.50)
où Γ est le facteur de Lorentz, q est la charge électrique de la particule considérée, B le champ magnétique de l’objet et R sa taille. On peut ainsi classer les objets astrophysiques dans un graphique bi-dimensionnel en fonction de leur taille et du champ magnétique qui y règne. La figure originale introduite par Hillas est reproduite figure 1.7. Seuls les objets au-dessus de la ligne pleine vérifient le critère de Hillas pour accélérer des protons jusqu’à 1020 eV. Et seuls les objets
au-dessus de la ligne pointillée permettent d’accélérer des noyaux de fer jusqu’à cette même énergie. Ainsi, plus le noyau que l’on veut accélérer est lourd plus le critère de Hillas permet d’envisager des sources plus petites avec des champs magnétiques moins forts. A l’inverse, plus on veut atteindre des énergies élevées, plus on est restreint à des sources de grande taille et/ou de champ magnétique fort.
Figure 1.7 – Taille et champ magnétique des différents sites possibles d’accélération des rayons cosmiques. Les objets au-dessus de la ligne pleine peuvent accélérer des protons jusqu’à 1020eV au moins. De même les objets au-dessus de la ligne pointillée peuvent accélérer des noyaux de fer jusqu’à 1020 eV au moins. Figure issue de [22].
Mesures du rayonnement cosmique