La première source de VHE rayons (>100 GeV ) détectée fut la nébuleuse du Crabe en 1989 avec le télescope Whipple [7]. Le nombre de sources détectées aujourd’hui au TeV atteint 1621, principalement grâce au développement des instruments MAGIC, H.E.S.S. et VERITAS.
Lorsque ces sources appartiennent à notre galaxie nous parlerons de sources Galactiques (77 sources), elles sont généralement situées dans le plan Galactique particulièrement visible depuis l’hémisphère sud. Dans le cas où les sources proviennent d’autres galaxies nous parlerons de sources extragalactiques (65 sources). Il reste 27 sources dont la contre-partie est inconnue.
1. http ://tevcat.uchicago.edu/
1.4 Les sources de rayons au dessus de 100 GeV
Avec l’arrivée du futur réseau de télescopes Tcherenkov CTA, le nombre de sources détectées au TeV pourrait atteindre le millier.
1.4.1 Les sources Galactiques
Vestiges de supernovaLe phénomène de supernovæ se produit lors de l’explosion d’une étoile de plus de⇠8 M ayant utilisée tout son combustible nucléaire. Le cœur intérieur atteint des températures allant jusqu’à 1011 K et l’effondrement est stoppé par la pression de dégénérescence des neutrons qui cause le rebond extérieur du front de l’implosion. L’énergie de l’onde choc est suffisante pour emporter le matériel stellaire environnant. L’éjecta forme une coquille appeléeSuperNova Remnant(SNR).
Lorsque l’éjecta rencontre le milieu interstellaire (ISM) une nouvelle onde de choc se forme perdant petit à petit son énergie. Une émission de rayons se produit à l’interface éjecta/ISM grâce aux collisions proton-proton ou à l’IC de particules chargées, accélérées par le processus de Fermi du premier ordre. Le réseau H.E.S.S. détecta la première émission provenant d’une SNR appelé SNR RXJ1713.7-3946 [8]. Elle fut suivit par la détection de Vela Junior (SNR RXJ0852.0-4622) [9] et SN 1006 [10] qui explosa en l’an 1006.
Pulsar
À la fin de la vie d’une étoile de masse inférieure à⇠20M le cœur (de masse supérieur à la masse de Chandrasekhar1) dégénéré s’effondre pour donner une étoile à neutrons avec une masse entre 1 et 2M . L’étoile à neutrons a seulement un rayon d’une dizaine de kilomètres qui se met en rotation très rapide (période de la milliseconde à la quelques secondes) à cause de la conservation de moment angulaire et est maintenant dénommée pulsar. Le champs magnétique y est très intense (jusqu’à 1012G) et n’est pas obligatoirement aligné le long de l’axe de rotation.
Les particules sont accélérées le long de l’axe magnétique produisant deux rayons de radiations.
Le non alignement des axes permet d’observer le pulsar uniquement lorsque l’axe magnétique passe en direction de la terre. Le premier pulsar PSR 1919+21 a été découvert par hasard en radio en 1967 par Antony Hewish et Jocelyn Bell. De nos jours, 1800 pulsars sont observés en radio, et dans le domaine du GeV, le satellite Fermi-LAT en dénombre une cinquantaine.
Pour des énergies plus élevées, une émission pulsée de la nébuleuse du Crabe est observée par VERITAS [11] et MAGIC [12] jusqu’à 400 GeV. H.E.S.S. II a récemment détecté le pulsar de Vela au dessus de 30 GeV2.
Nébuleuses à vent de pulsar
Certains pulsars sont associés à des SNR et présentent des émissions synchrotrons très in-tenses provenant de l’intérieur de la nébuleuse alimentée par les vents de positrons et d’électrons du pulsar central. Le vent de pulsar crée une onde de choc à l’intérieur de la coquille de la SNR
1. 1,4M
2. http ://www2.cnrs.fr/presse/communique/3651.htm
1. Rayonnement cosmique et émission au delà de 100 GeV
qui accélère les électrons à des énergies relativistes produisant des rayons par IC. Le meilleur exemple de nébuleuse à vent de pulsar (PWN) est la nébuleuse du Crabe qui sert aujourd’hui de chandelle standard en astronomie à cause de son flux de rayons stable à l’échelle de plusieurs années. Le spectre multi-longueurs d’onde de la nébuleuse du Crabe est représenté sur la figure 1.3. La bosse présente à basse énergie, des ondes radio aux rayons de basse énergie, est due à l’émission synchrotron des électrons, et l’IC de ces mêmes électrons est responsable de la seconde bosse du GeV au TeV [13].
Figure 1.3: Spectre multi-longueur d’onde de la nébuleuse du Crabe avec en rouge les observations radio, en orange infrarouge, en jaune optique/UV, en vert les rayons X et en bleu et violet les rayons au GeV et au TeV. Le spectre est ajusté par une courbe sommant les différentes émissions. La figure est extraite de [13]
Binaires X
Notre Galaxie contient de nombreux systèmes binaires. Les binaires X représentent ceux contenant un objet compact (trou noir, étoile à neutron ou naine blanche) associé à une étoile.
L’objet compact accrète de la matière provenant du vent stellaire ou directement par transfert de masse de l’étoile. Un disque d’accrétion se forme et les forces de frictions font augmenter la température jusqu’à plusieurs millions de Kelvin. À de telles températures le disque rayonne dans les rayons X. Dans certains cas ces binaires X émettent aussi des rayons . Si l’objet compact est un trou noir par exemple, unjetde particules relativistes est émit et son interaction avec le champs de radiation produit des rayons VHE. La similitude de ce processus avec celui des quasars a donné le nom de micro-quasar à ces objets. Si l’objet compact est une étoile à neutron alors des rayons peuvent être émit de la même manière que dans les PWN. La première binaire X détectée aux VHE est LS 5039 [14] ayant une période d’émission de 3.907±0.001 jours