2.1.2 Pourquoi faire de la spectro-imagerie de sources transitoires X/gamma ?
La spectro-imagerie peut se faire par le biais de techniques très différentes. Ainsi, nous pouvons définir un spectro-imageur comme un système capable de générer des images résolues spectralement, c’est à dire réaliser des images dans plusieurs longueurs d’onde. Il va permettre de localiser l’origine de chaque photon et d’en mesurer son énergie dans une gamme d’énergie considérée comme continue.
L’usage des spectromètres s’étend sur un large éventail d’applications, allant du domaine médical avec des scanners type PET-Scan (Positron Emission Tomography) ou SPECT-CT (Single Photon Emission Computed Tomography) pour réaliser une imagerie fonctionnelle, en passant par la sécurité des personnes dans des lieux publics avec la surveillance et la détection d’objets potentiellement dangereux comme dans les aéroports par exemple, pour
même proposer des spectromètres portables à fluorescence X pour l’analyse d’échantillons de toutes sortes (analyse des métaux, tri des ferrailles, exploitation minière, étude du sol, art !). Alors pourquoi ne pas faire des spectro-imageurs pour la compréhension de l’univers ? La mission BepiColombo par exemple, étudie la composition de la surface de la planète Mercure, grâce à la fluorescence X, et l’instrument ISGRI a observé le centre galactique pendant plusieurs années (des dizaines de millions de secondes !), au moyen de son spectro-imageur X.
D’une manière générale, l’imagerie X et gamma sert l’Astrophysique et la Planétologie : elle permet, entre autres, l’étude de la physique des éruptions solaires (X durs), de la production d’éléments lourds dans les restes de Supernovae (raies de titane ≈ 70 keV), des lois de la relativité dans les trous noirs (raies du fer à 5,9 keV), et plus généralement l’étude des régions chaudes de l’univers et l’analyse des éléments à la surface des planètes.
Ainsi, c’est tout naturellement que nous allons étudier le ciel en faisant de l’imagerie des sources transitoires X/gamma.
Chaque partie du spectre électromagnétique présente une utilité pour analyser les étoiles et galaxies, notamment les plus éloignées, ainsi que les phénomènes extrêmes type quasars, pulsars ainsi que le bruit de fond cosmologique. Les différents télescopes, qu’ils observent dans le visible, dans l’infrarouge ou dans les X et gamma, sont très complémentaires les uns des autres. Les images de la Voie Lactée de la figure 2.6, prises dans différentes bandes de fréquences illustrent parfaitement cette complémentarité.
Les rayons gamma ainsi que les ondes radio présentent l’intérêt de facilement traverser les nuages de poussières et de gaz qui se situent entre nous et le centre de la Voie Lactée. Les rayons infrarouges permettent au contraire d’analyser ces gaz et poussières chauffés par la lumière des étoiles.
Parmi les nombreux télescopes spatiaux, nous regardons ceux qui travaillent dans les rayons gamma, les rayons les plus énergétiques et de fréquences les plus élevées que l’on puisse observer. En effet, chaque photon gamma transporte plus d’énergie, proportionnelle à sa fréquence, que tous les autres photons.
Nous pouvons classer les rayons gamma en trois gammes énergétiques : les rayons gamma faibles (Eγ < 100 keV, pour kilo électron-volts), les rayons à énergie moyenne (Eγ < 1 MeV) et ceux à haute énergie (Eγ ≈ 1 GeV). Pour comparaison, un photon dans le visible se situe autour d’1 eV.
Les rayons gamma, quant à eux, sont générés par les réactions de nucléosynthèse, à l’origine de la création d’éléments lourds à partir de l’hydrogène et des éléments suivants, mais aussi par des particules relativistes, dont la vitesse s’approche de celle de la lumière. Nous les trouvons notamment dans les éruptions solaires, et bien au delà de notre galaxie, dans les noyaux galactiques actifs, quasars et blazars à rayons gamma, ainsi que dans les pulsars.
Il existe plusieurs sortes d’instruments de détection des rayons gamma : les détecteurs simples, les télescopes à masque codé et matrices de détecteurs, les télescopes à focalisation couplés à des matrices de détecteurs et les télescopes Compton, la plupart permettant la spectroscopie des rayons gamma.
Un détecteur à rayons gamma doit tenir compte des contraintes de ce type de rayonne-ment :
— Les rayons gamma ne peuvent pas être véritablement réfléchis sur une surface pour converger sur un plan focal (leur longueur d’onde est inférieure à la distance entre les atomes).
Figure 2.6 – Images de la Voie Lactée selon la fréquence d’émission des photons. Credit : NASA Goddard Space Flight Center
— Les photons émis par les objets observés sont rares et les observations doivent donc être de longue durée pour en acquérir suffisamment.
— Les détecteurs peuvent être perturbés par la réception de rayons cosmiques parasites (en général des particules chargées) et il faut donc faire le tri entre les rayons gamma qui nous intéressent et les rayons gamma parasites, souvent très nombreux.
Un des systèmes les plus originaux est celui du détecteur à masque codé qui laisse passer à certains endroits et pas à d’autres les rayons gamma qui sont ensuite détectés par un ensemble de détecteurs situés derrière le masque. Cette technique permet d’identifier la direction des rayons gamma incidents. L’image reçue par le détecteur a en effet une forme unique qui correspond à l’ombre du masque et permet d’en identifier la direction et ainsi l’origine, de manière exacte.
Pour ce qui est de la spectroscopie gamma, elle fonctionne sur le principe d’un tri des rayons reçus par niveaux d’énergie, les détecteurs étant capables de les mesurer.
Ajoutons que bon nombre de satellites dédiés aux rayons gamma sont aussi équipés de détecteurs pour les rayons X et UV, afin de couvrir une grande partie du spectre électroma-gnétique.