Détection, localisation et étude des propriétés spectrales de sursauts gamma observés à haute énergie avec l'expérience Fermi.

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de sursauts gamma observés à haute énergie avec

l’expérience Fermi.

V. Pelassa

To cite this version:

V. Pelassa. Détection, localisation et étude des propriétés spectrales de sursauts gamma observés à

haute énergie avec l’expérience Fermi.. Cosmologie et astrophysique extra-galactique [astro-ph.CO].

Université Montpellier II - Sciences et Techniques du Languedoc, 2010. Français. �tel-00598588�

Véronique Pelassa

le 13dé embre 2010

Déte tion, lo alisation et étude des propriétés spe trales de

sursauts

γ

observés à haute énergie ave l'expérien e

F ermi

.

JURY :

Jean-Lu Attéia LATT Rapporteur

Philippe Bruel LLR Examinateur

Valerie Connaughton NSSTC, UAH Examinateur

Frédéri Daigne IAP Examinateur

AlainFalvard LPTA Dire teur de thèse

Ja ques Paul CEA Examinateur

Frédéri Piron LPTA Co-dire teur de thèse

envers les thésards du labo.

Mer iauxmembresdemonjury,quionta epté etravailsupplémentairesanshésiter,

et ont dû en plus s'a omoder de délais assez ourts lors de la mise au point de e

manus rit.Jeremer ie en parti uliermes rapporteurs,quiontrelu ons ien ieusementet

faitdes ommentaires onstru tifs, enun tempsre ord.Jeregretteun peu dene pasavoir

pu faire plus ample onnaissan e ave l'un de mes rapporteurs initiaux. Et je remer ie

en oreDavidd'avoira epté de lerempla er,aupied levé,aumomentde la ré eptiondu

manus rit.

Mer i à mes amis et néanmoins ollèguesde

F ermi

, pour votre a ueil, votre gentil-lesse, ette ambian esympathique etstimulanteà la fois. Etles nuits d'été au

SLAC

et es é ranset es petits dessinsbleus. Et mer i de votre onan e aussi.

Mer i à mes amis du labo, les an iens et les nouveaux, eux qui n'étaient que de

passage et eux qui restent. Mer i pour votre a ueil haleureux etvotre bonne humeur,

pour les pauses afé  parfois très animées, pour les pique-nique en salle afé dans les

moisd'août ani ulaires,pourlesdis ussionsbientroptardlesoir.J'aiaiméaussile hant

des onduleurs dans les matins  d'épisodes Cévenols , et ette ambian e parti ulière de

préparation de surprise aumomentdes thèses, pots, etautres anniversaires.

Mer i à mes soeurs , plus de 9 ans déjà, etvous êtes toujours là.

Mer i enn àmes parents,pour votre soutiensans ondition.

Etmaintenant, bonne le ture,à toiqui as lujusqu'au bout ette première page.

1.  Laboratoire dePhysique Théorique et Astroparti ules , àMontpellier.Depuis janvier2011 et

uneopérationdession-fusiondelaboratoires,monan ienneéquipefaitpartieduLUPM, Laboratoire

grationdeparti ulesde matièrenoire,mais ette ontribution- iestbeau oupplusfaible.

Le hapitre 1 présente es sour es, et en parti ulier les sursauts

γ

et pose le ontexte de l'étude présentée dans e manus rit.

Le projet

F ermi

est le fruit d'une ollaboration internationale regroupant plus de

300 her heurs, ingénieurs et étudiants dans 6 pays : États-Unis, Suède, Fran e, Japon,

Italie,Allemagne.Deux instrumentssont embarqués:leLAT(Large AreaTeles ope)

pour l'étude de toutes sortes de sour es de rayons

γ

d'énergies omprises entre 20 MeV et quelques entaines de GeV, et le GBM ( Gamma-ray Burst Monitor ) dédié à la

déte tion età l'analyse de sour estransitoires de rayons X-

γ

entre 8 keV et40MeV. Ces deuxinstrumentssontprésentés au hapitre2:prin ipedefon tionnement,performan es.

Quelques résultatsobtenusaprès deux ans sont aussi présentés. Letéles ope spatial

AG-ILE 3

fon tionneselonlemêmeprin ipequeleLAT,etest sur orbitedepuis avril2007.Il

est de plus petite tailleque le LAT, ave un hamp de vue plus réduit, et opère sur une

plage d'énergie moins étendue. Ces deux expérien es ont ouvert sur le iel une nouvelle

fenêtre spe trale d'observation du iel

γ

.

Les sursauts

γ

sont des sour es éphémères de rayonnement présentant deux phases d'émission : une émission prompte pouvant durer de quelques millise ondes à quelques

minutes,etuneémissionrémanentepouvantêtreobservée pendantplusieursheures,jours,

ou années selon le domaine de longueurs d'onde étudié (des ondes radio aux rayons X).

La phase prompte est parti ulièrement visibledans lesdomaines X et

γ

, son observation onstituedon l'essentieldel'étudepermiseparlesinstrumentsde

F ermi

.La ombinaison d'observations de tous domaines de longueurs d'onde permet ependant une meilleure

interprétationde elles- i. Il est don né essaire de réagir rapidementà haque déte tion

(à haute énergie), an de permettre et d'en ourager le suivi des sour es par d'autres

téles opes, spatiaux ou terrestres, opérant à de plus grandes longueurs d'onde. Après les

2. Desonnom ompletFGST(pour

F ermi

Gamma-raySpa eTeles ope),an iennementGLAST (pour Gamma-rayLargeAreaSpa eTeles ope)jusqu'àlandelaphased'étalonnage envol.

hapitre d'introdu tion, e manus rit est organisé d'après les étapes prin ipales de ette

étude.

Déte tionet lo alisation: haque déte tion automatiquedoitêtre onrmée,ainsi

quelanaturede lasour e etsaposition,avantd'en ouragerun suivipard'autres

oberva-toires. Le hapitre 3 présente brièvement la haîne de réa tionmise en ÷uvre lors d'une

déte tion. Laméthode de déte tionetde lo alisationbaséesur lesdonnées LATestaussi

présentée, ainsi qu'une étude de ses biais systématiques.

Étudedel'émissionprompte:desinformationsquantitativessurl'émissionprompte

observée (durée et intensité notamment) peuvent en ourager le suivi, même si l'analyse

peut être anée par la suite. Ce manus rit présente essentiellement des analyses

spe -trales. Les méthodes et outils de l'analyse  standard  utilisée jusqu'i i dans les

publi- ations sont présentés au hapitre 4. Celui- i présente aussi une revue des observations

d'émissions promptesde sursauts

γ

déte téesàhauteénergieàl'aidedu LAT:propriétés temporelles ( onsidérations essentiellement qualitatives) et spe trales issues de l'analyse

standard ,etquelques impli ations.Un exemplede modélisationréalistede l'émission

prompte de haute énergie est présentée dans le hapitre 5. Ce modèle est développé par

une équipe de l'IAP 4

, ave qui nous ollaborons an de relier les paramètres du modèle

théoriqueà eux de l'analysed'une part,etde ontraindre e modèle parlesobservations

de

F ermi

d'autrepart.Le hapitre5présentequelquesanalysespréliminairesdans esens.

Enn, le hapitre6 présenteune alternativeà l'analysestandard, basée sur une séle tion

relâ hée des événements dans le LAT. Celle- i permet de re ouvrer la grande statistique

desémissionspromptesdes sursauts

γ

,prin ipalementau-dessousde100MeV,où l'a ep-tan e permise par l'analyse standard est très faible.Les performan es liées à l'utilisation

de etteséle tionsontprésentées, ainsique lespossibilitésoertes pourl'analyse des

pro-priétés temporelles et spe trales des émissionspromptes. Une étude de validationde es

analyses spe trales est présentée, ainsi que quelques analyses préliminaires.

Étude de l'émission prolongée : plusieurs des sursauts

γ

déte tés par le LAT présentent une émission prolongée dans e domained'énergie, d'intensitéplus faible que

elle de l'émission prompte. Une méthode de re her he et d'analyse de es émissions

est présentée au hapitre 7, illustrée en parti ulier par deux exemples : GRB 080825C

et GRB 090510. Dans le as de GRB 090510 la déte tion simultanée du sursaut

γ

par

F ermi

et

Swif t

5

a permis d'étudier son émission prolongée et rémanente du domaine

visible aux énergies du GeV. Cette étude, première en son genre, est présentée dans e

dernier hapitre,ainsi queles interprétationsphysiques proposées.

4. Institut d'AstrophysiquedeParis

em-1.2.2 Observations à haute énergie. . . 23

2 L'observatoire

F ermi

25 2.1

F ermi

sur son orbite . . . 26

2.1.1 Modes d'observation . . . 26

2.1.2 Champ magnétique terrestre . . . 27

2.2 Le Large Area Teles ope  . . . 29

2.2.1 Une expérien e de physique des parti ules dans l'espa e . . . 29

2.2.2 Du photon auxdonnées nales. . . 34

2.2.3 Performan es . . . 41

2.2.4 Chaîne d'analysestandard . . . 43

2.2.5 Résultats après deux ans . . . 46

2.3 Le Gamma-ray Burst Monitor . . . 50

2.3.1 Des ription de l'instrumentet performan es . . . 50

2.3.2 Déte tion etlo alisationde sour es transitoires . . . 52

2.3.3 Complémentarité ave leLAT . . . 53

3 Déte tion et lo alisation de sursauts

γ

ave le LAT 55 3.1 Déte tion àbord, suiviet haîne de réa tion . . . 56

3.2 Déte tion etlo alisationave lesdonnées photon . . . 57

3.2.1 Méthode . . . 57

3.2.2 Deux exemples : GRB 080916CetGRB 080825C . . . 59

3.3 Erreurs systématiques de lo alisation . . . 61

3.3.1 Motivation. . . 61

3.3.2 Etude sur Vela . . . 61

3.3.3 Biais de lo alisationde GRB 080916Cet GRB 080825C. . . 64

4 Analyses spe trales des sursauts

γ

vus par

F ermi

69

4.1 Méthodes et outilspour l'analyse spe trale . . . 70

4.1.1 Généralités sur les méthodes d'analyse . . . 70

4.1.2 Pro édure etoutils d'analyse des données . . . 71

4.1.3 Erreurs systématiques dans les re onstru tions spe trales utilisant les données LAT . . . 72

4.2 Observations de sursauts

γ

. . . 75

4.2.1 Déte tions . . . 75

4.2.2 Propriétés temporelles . . . 76

4.2.3 Propriétés spe trales . . . 81

4.3 Impli ationsde es observations . . . 84

4.3.1 Considérations énergétiques . . . 84

4.3.2 Fa teur de Lorentzinitialdu jet . . . 84

4.3.3 Théories linéaires de violation de l'invarian ede Lorentz . . . 86

4.3.4 Fond dius extragala tique UV . . . 87

4.3.5 Originespossibles des omposantes additionnelles . . . 88

5 Unmodèled'émission promptedehauteénergieissuedes ho sinternes 91 5.1  Boulede feu et ho sinternes . . . 92

5.1.1 Problèmede ompa ité . . . 92

5.1.2 Pro essus mi ros opiques etspe tres prédits . . . 93

5.2 Eet du hamp magnétique . . . 95

5.2.1 Choix des modèles etméthode . . . 95

5.2.2 Statistique etprols temporels . . . 95

5.2.3 Analyses spe trales . . . 97

5.2.4 Paramétrisation alternativede la formedu spe tre syn hrotron . . . 101

5.3 Nouvelle analyse de GRB 080916C . . . 104

6 Utilisationd'une séle tionrelâ héedes données du LATpourl'étude de l'émission prompte 109 6.1 Motivation . . . 110

6.2 Dénitions . . . 110

6.2.1 Présentation de laméthode . . . 110

6.2.2 Choix de laséle tion ete a ité . . . 112

6.2.3 Estimateur d'énergie . . . 117

6.3 Étude de la PSF . . . 121

6.3.1 Prin ipede lamesure. . . 121

6.3.2 Premièrevalidationd'aprèsl'observationde sursauts

γ

. . . 121

6.3.3 Deuxième validationd'aprèsles observations de Vela . . . 122

6.4 Erreurs systématiques pour l'analyse spe trale . . . 128

6.4.1 E a ités des séle tions su essives . . . 128

6.4.2 Constru tion de lamatri e de réponse . . . 131

6.5 Étude des sursauts

γ

. . . 132

6.5.1 Courbes de lumière de sursauts

γ

. . . 132

7.3.4 Analyse spe trale ombinée des observations

Swif t

et LAT dans l'hypothèsedu ho avant seul . . . 164

Con lusions et Perspe tives 169

Bibliographie 173

Liste des gures 179

1.2 Les sursauts

γ

. . . 20

1.2.1 Cara téristiques desémissions observées . . . 20

1.2.2 Observations à hauteénergie . . . 23

Au ours des derniers siè les,notre onnaissan e du spe tre éle tromagnétique a

pro-gressé, ave la dé ouverte de rayonnements invisibles, notamment : ondes radio (1888),

rayonsX(1895),etleuridenti ationentantquelumière.Le hampd'investigationde

l'astronomies'estensuiteprogressivementélargi,àpartirdudomainevisible,àl'ensemble

de e spe tre : ondes radio(1933), rayons ultra-violets(1972), rayons infrarouges(1983),

rayons X (1970), rayons

γ

de haute (1961) et très haute énergies (1989). De plus, après la dé ouverte par Vi tor Hess, en 1911, du rayonnement osmique hargé (ux de

pro-tons, éle trons et noyaux provenant de sour es lointaines à des vitesses relativistes), es

observationsne sesont plus limitées àla lumière.

L'astronomiedes hautesénergies, ou domainedes astroparti ules s'intéresseà la

pro-du tion, l'a élérationetlapropagationde es parti ules hargées, etauxintera tions de

elles- i ave leur environnement (lumière,matière, hamps magnétiques). Unepartie de

lalumièreobservée, dansledomaine

γ

notamment,provientde esintera tions. Ainsiles observationsdire tesdu rayonnement hargéd'unepart,etlesobservationsindire tes

en

γ

notamment d'autre part, apportent des éléments omplémentaires de réponses au problème posé.

Ce hapitreprésented'abordrapidementledomainede l'astronomie

γ

:rayonnement osmique hargé et rayonnement éle tromagnétique asso ié, diérents types de sour es,

et les te hniques d'observation. Je me on entre ensuite sur une famille d'a élérateurs

osmiquesen parti ulier,lessursauts

γ

: ara téristiquesprin ipales,observationspassées et missionsfutures, et ontexte de leur étudeà haute énergieave leLAT.

1.1 Le iel vu en rayons

γ

Le rayonnement

γ

est un rayonnement éle tromagnétique très énergétique. D'après la relation de De Broglie l'énergie transportée par un photon est proportionnelle à la

fréquen e de l'ondeéle tromagnétique orrespondante. Dansle domainevisible, l'énergie

tranportée par un photon est de l'ordre de 1 eV (éle tron-Volt). Le domaine

γ

s'étend au-delà du MeV etonl'observe jusqu'àenviron 100 TeV.

La majeure partie du rayonnement observé provient de l'a élération de parti ules

hargées à des vitesses relativistes, onstituant le rayonnement osmique hargé observé

sur Terre. Diverses sour es sontdé rites auŸ 1.1.2.

1.1.1 Le rayonnement osmique hargé

À la sour e : a élération de parti ules hargées et émission de

γ

Lesphénomènesd'a élérationdièrentd'unesour eàl'autre.Dansle asdespulsars,

lefort hampmagnétiqueauvoisinagedel'étoileàneutronsa élèrelesparti ules hargées

(voir Ÿ 1.1.2). Dans les autres as, 'est au voisinage d'ondes de ho que es parti ules

sonta élérées,probablementpar pro essus deFermidu premierordre[1℄:desparti ules

rapides (d'énergie supérieure à la température ambiante) situées en aval du ho , en

passant au travers de ette dis ontinuité, entrent dans une zone de hamp magnétique

plus intense (lié à ladensité de matière). Le hamp ourbant leur traje toire, une partie

de es parti ules font demi-tour et gagnent en énergie inétique en repassant au travers

de ladis ontinuité.

Cesparti ules hargéesa éléréespeuventémettredurayonnementdeplusieursmanières:

 en interagissant ave le hamp magnétique ambient, amplié omme la densité de

matière justeen amont de l'onde de ho : rayonnement syn hrotron

 en transférantaux photons ambientsou émis par rayonnement syn hrotron un peu

de leur énergie inétique : diusionCompton

 en s'annihilant : lespaires

e

+

_{+ e}

−

s'annihilenten émettant des photons

γ

.

 en se désintégrant, réant des parti ules plus légères et émettant de l'énergie sous

forme de

γ

: les protons se désintègrent en pions, qui se désintègrent en émettant des photons

γ

.

Cesmé anismessontditsnon-thermiques, ontrairementàl'émissiond'un orpsà

l'équili-bre thermiquedontle spe tre est relié à la température (spe tre de orps noir).

Les spe tres d'émission

γ

dépendent de la nature des parti ules a élérées, de la distribution de leur énergie inétique (leur spe tre), des intera tions mises en jeu, de

l'intensité etde lastru ture du hamp magnétique.

Vu depuis la Terre : le spe tre du rayonnement osmique

Lesparti ules hargéesainsia éléréesformentlerayonnement osmique hargéen

at-teignantlaTerre.Leurstraje toiressont ourbéesparles hampsmagnétiquesren ontrés,

le rayonde ourbure augmentantave l'énergie inétique de laparti ule.

Au nal, les rayons osmiques observés proviennent : du Soleil essentiellement

au-dessous de quelques entaines de GeV, de la Voie La tée jusqu'à quelques entaines de

Energy (eV)

9

10

₁₀

10

₁₀

11

₁₀

12

₁₀

13

₁₀

14

₁₀

15

₁₀

16

₁₀

17

₁₀

18

₁₀

19

₁₀

20

-28

10

-25

10

-22

10

-19

10

-16

10

-13

10

Ankle

-year)

2

(1 particle/km

-century)

2

(1 particle/km

FNAL Tevatron (2 TeV)

CERN LHC (14 TeV)

Figure1.1 Spe tre du rayonnement osmique hargé [2℄.

du spe tre au-delàde 10

21

eV, onrmant laprédi tion de GreisenZatzepin etKuzmin :

lesparti ules hargées d'énergiessupérieuresà 5

×

10

19

eVse désintègrent en interagissant

ave les photons du fond dius osmologique ( rayonnement fossile , spe tre de orps

noir de température 2,7K).

Cerayonnementse omposeessentiellementdeprotons(85à90%),denoyauxd'hélium

(9 à14%), d'éle trons etde noyaux.

1.1.2 Plusieurs types de sour es

Vents stellaires

La ouronne d'une étoile, située juste à sa surfa e, est onstituée d'un gaz haud

(plusieurs millions de degrés) ionisé. Ces parti ules hargées sont expulsées par l'étoile

tout au long de sa vie,formant un vent stellaire ontinu.Le hamp magnétique terrestre

agit ommeunbou lierauxparti ulesduventsolaire, elles- iseretrouventpiégéesparles

lignes de hamp etguidéesvers lesples oùleurs intera tions ave l'atmosphèregénèrent

des aurores multi olores. Deséruptions peuventaussi avoir lieu,produisantune émission

supplémentaire de parti ules.

Ces deux phénomènes s'a ompagnent de la produ tion de rayons

γ

, qui dans le as du Soleilsont déte tables depuis laTerre du moins depuis l'orbitede

F ermi

.

Étoiles massives, systèmes binaires

Lesétoilesditesmassivesontunemasseaumoinsdixfoissupérieuresà elledu Soleil,

et vivent bien moins longtemps. La plupartexplosent en supernova (voirŸ suivant).

Cesétoilesvivantpeudetemps,ellesnaissentetmeurentdansdesrégionsoùladensité

de population est élevée, et peuvent former des ouples, les deux étoiles tournant l'une

autour de l'autre.Lorsquel'une meurtil en resteun objet ompa t, qui aspirelamatière

de l'autre étoile. Ce phénomène s'a ompagne éventuellement de l'émission de rayons X

et/ou

γ

, modulé par le mouvement de révolution etpar ladistan e entre les deux objets omparée aux dimensions de l'étoile massive.

Pulsars, plérions et vestiges de supernovæ

Une étoile à neutrons résulte de l'eondrement gravitationnel d'une étoile massive

(plus de 10 masses solaires) à la n de sa vie. Au ours de la vie de ette étoile, des

phases su essives de réa tions de fusion thermonu léaire réent des atomes de plus en

plus lourds : de l'héliumau fer.Ces élémentsse répartissent en ou hes, des élémentsles

plus lourds au entre de l'étoile,aux pluslégers àl'extérieur, le  arburant non-utilisé

étant laisséen arrièreà lan de haque phase de nu léosynthèse. Après la formationdes

atomesdeni kelau entredel'étoile,desréa tionsde aptureéle troniquedémarrent,

for-mantlenoyaudeferetfaisant huterlapressiondeFermideséle trons.Quandlapression

devientassezbasse,le ÷urdel'étoiles'eondreen entraînantles ou hessupérieures.Les

aptures éle troniques se poursuivent, une proto-étoile à neutrons se forme, sur laquelle

 rebondissent  les ou hes extérieures : 'est la supernova. Elle est dite de type II si

la ou he externed'hydrogèneest en oreprésente, de type Ib (respe tivementI ) si

l'hy-drogène (respe tivement l'hydrogèneetl'hélium)ont été emportés par lesventsstellaires

avant l'eondrement.

L'étoileàneutrons quiresteau entre présentedeforts hampmagnétique etmoment

angulaire résiduels, et est entourée de lamatière des ou hes externes de l'étoile, ionisée

et en dépla ementsupersonique.Plusieurs phénomènes onduisent àl'émissionde rayons

γ

dans e système :

 auniveaudes plesde l'étoileàneutrons, despaires

e

+

_{+ e}

−

s'évaporentlelongdes

lignes de hampmagnétique,etsontensuitea élérées par lefort hampéle trique.

 à ausedelarotationdel'étoile,lazonedanslaquelles'étendentleslignesde hamp

magnétique del'étoileest appelée  ylindredelumièrederayon

R

l

= P c/2π

,où

P

est la période de rotation de l'étoile. Au-delà, la syn hronisation de la rotation des lignes de hamp ave sa sour e né essiterait que l'informationvoyage plus vite

que la lumière. Certaines lignes restent ouvertes au niveau de ette surfa e, e qui

rée un hamp assez intense pour réer et a élérer des paires

e

+

_{+ e}

−

.

 l'ondede ho situéeàl'interfa eentrelamatièredel'étoileetlemilieuenvironnant

a élère par pro essus de Fermi les éle trons, protons et noyaux du matériau de

l'étoile ou du milieu environnant. Cette zone onstitue le vestige de la supernova

(voirphoto 1.2).

 la matière de l'étoile à neutrons, qui s'éloigne à des vitesses relativistes, nit par

ren ontrer la matière des ou hes externes de l'an ienne étoile massive. Une

deux-ième onde de ho se formeà l'intérieurde la première. L'atmosphèreémettri e du

Figure 1.2  Pulsar du Crabe et sa nébuleuse. Gau he : observation faite en lumière

visible par le téles ope Hubble de la nébuleuse du Crabe, nom donné en fait au vestige

(SNR) asso ié au pulsar du Crabe. Droite : pulsar du Crabe entouré de sa nébuleuse

(PWN), vu i ien rayons X par le téles opeChandra.

Toutes es parti ules hargées a élérées émettent ensuite du rayonnement dans tout

le spe tre éle tromagnétique, par rayonnement syn hrotron, et par diusion Compton

notamment.

À ausedumouvementderotationdel'étoileàneutrons,lerayonnementémisau

voisi-nage de elle- iestobservépériodiquementparun observateurxe,d'oùlenomde pulsar

donné aux étoiles à neutrons dont onobserve le rayonnement. À sa naissan e, un pulsar

a une période inférieure à une se onde. Cette période augmente ave le temps, puisque

l'étoile perd de l'énergie de rotation, jusqu'à e que l'émission soit trop faible pour être

déte tée, au bout de 10 millions d'années en moyenne. Dans le as où e pulsar trouve

un ompagnon, une étoile massive à laquelle il arra he de la matière (et par là-même

de l'énergie, sous forme de moment angulaire), sa vitesse de rotation peut augmenter à

nouveau. Quand sa période atteint quelques millise ondes les émissions du pulsar sont

de nouveau observables. Ce s énario est suggéré notamment par l'observation de deux

populations distin tes de pulsars : lespulsars millise onde d'une part, dont le

ralentisse-mentest assez faible,etune  séquen e prin ipale  de pulsars dont lespériodes vont de

quelques dizainesde millise ondes à quelques minutes.

Les sursauts

γ

Les sursauts

γ

sont des bouées brèves et intenses de rayons X-

γ

ne se repro-duisant pas dans le temps. Les ara téristiques observationnelles de es objets et leurs

Figure 1.3  Radiogalaxie M87, observée i i en radio par VLA, en lumière visible par

Hubble,eten rayons Xpar letéles opeChandra.Lejetest bienvisible,etlagalaxiedont

il est issu setrouve àson extrémité,à gau he de l'image.

Trous noirs supermassifs

Au oeur de ertaines galaxiesse a he un trounoirsupermassif,de plusieursmillions

ou milliardsde fois la masse du Soleil.

La matière environnant e trou noir tombe en tournant sur elui- i et forme parfois

deux immenses jetsde plasmarelativiste(fa teurde Lorentzd'ensemblede l'ordrede 5à

10) de partet d'autredu disque, et de dimensions bien supérieures à elles de la

galaxie-sour e(voirg.1.3).Unfrontde ho eformeàl'extrémitéde ejet,au onta tdumilieu

environnant, et peut-être également au sein de l'é oulement. Les fronts de ho s formés

sont le lieude l'a élération de parti ules hargéeset de l'émission de rayonnement dans

tout le spe tre éle tromagnétique. On parle alors de Noyau A tif de Galaxie (en anglais

AGN pour  A tive Gala ti Nu leus ). Le noyau de la Voie La tée, ave un trou noir

de 3millions de masses solaires,n'est pas ouplus a tif.

L'évolution temporelle de l'émission

γ

est un indi e de l'a tivité d'a rétion et du mé anisme de  rebond , en ore mal ompris. La forme pré ise du spe tre est bien sûr

liée à lanature des parti ules a élérées etaux mé anismes d'a élération et d'émission.

De plus,une hypothèse géométriqueest aujourd'huiinvoquée pour expliqueraue ertains

AGNsonttrèsbrillantsen ondesradio(radiogalaxies),etd'autres pluttdans ledomaine

γ

(blazars) : l'angle formé par l'axe du jet et l'axe d'observation déterminerait la part du spe tre ee tivement observée (voir g. 1.4), les rayons

γ

étant émis au sein du jet etdans lesens du dépla ementde lamatière,alors quelesrayonnementsde plus grandes

Figure 1.4 S héma de NoyauA tifde Galaxiepermettantde regrouperlesdiérentes

lasses d'objets observés[3℄.

Émission diuse

La Voie La tée est onstituée d'étoiles, de poussière, et de gaz très ténu. Elle est

ontenue dans un nuage sphérique de gaz en ore plus ténu, appelé halo. Par intera tion

ave desparti ules hargéesénergétiquesissuesdesour espluslointaines, egazémetaussi

du rayonnement

γ

, dit dius, qui onstitue 80% du rayonnement observé. Les sour es pon tuelles trop lointaines ou trop faibles pour être distinguées parti ipent aussi à e

rayonnement.

Matière noire

Cette ontribution au rayonnement

γ

astrophysique est un peu à part des autres puisqu'il ne s'agitpas i id'a élération de parti ules hargéesémettantde lalumièrepar

intera tion ave le hamp magnétique.

Depuislesannées70,less ientiquessont àlare her he de e qui onstitue l'essentiel

de lamassede l'Univers. Ilressortdes observationsqu'environ90%en massede l'Univers

est invisible, 'est-à-direque ettematièren'émetpasderayonnementéle tromagnétique,

elle est don dite  noire . Sa nature est in onnue, on sait juste qu'elle n'est pas

on-stituée de mêmes parti ules que la matière  usuelle  sinon elle émettrait de la même

manière.Plusieurs andidats sont proposés, selon diérentes théories. Celles- iproposent

de ompléter le modèle a tuel de la physique des parti ules, dit Modèle Standard, en

ajoutant es parti ules eten dé rivantleurs intera tions ave les parti ulesdéjà onnues.

Les parti ules de matière noire, omme toutes les autres, ont a priori une durée de

vie nie,etpeuventdon sedésintégrer,ouinteragirentre elles. Ces réa tions produisent

d'autres parti ules plus légères, et éventuellement des rayons

γ

, selon un spe tre bien déterminé. Une méthode indire te pour dé ouvrir es parti ules onsiste don à étudier

e rayonnement,mais ilest enprin ipetrès faible,don di ileàdistingueraumilieudes

1.1.3 Astronomie

γ

Plusieurs expérien es passées, présentes, et futures ont pour objet l'étude dire te du

rayonnement osmique hargé. Je vais me on entrer i i sur l'étude en rayons

γ

, don indire te, des sour es de e rayonnement hargé, et l'eet de e  fond hargé  sur les

observations

γ

.

Lerayonnement

γ

astrophysique ne traverse pas l'atmosphère.Les photons in idents interagissent ave le hamp éle trique auprès des noyaux des molé ules d'air pour se

onvertir en paires

e

+

_{+ e}

−

. Cette réa tionprimairea lieudans la hauteatmosphère.

Téles opes au sol pour les très hautes énergies

Silesparti ulesainsi rééessontassezénergétiques,elles peuventinteragiren oreave

les molé ules de l'atmosphère, émettant de l'énergie sous forme de photons

γ

d'énergie moindre.Ceux- ise onvertissent en paires,ainside suite,formantunegerbe

éle tromag-nétique ( onstituéede paires

e

+

_{+ e}

−

et dephotons) qui sedéveloppeets'élargitjusqu'à

e que les photons émis ne puissent plus se onvertir, et que les

e

+

_{+ e}

−

réés

n'émet-tent plus de photons

γ

. La gerbe a alors son extension maximale, vers 10 km d'altitude en moyenne. Les parti ules hargées dans la gerbe se dépla ent dans l'air à une vitesse

pro he de

c

, vitesse de la lumière dans le vide, et supérieure à la vitesse de la lumière dans l'air

v

air

= c/n

air

. Elles émettent alors une lumière bleue ténue, appelée lumière ƒerenkov, dans un n ne orientédans le sens de leur dépla ement[4℄.

Lalumièreƒerenkovissuedephotonsin identsd'énergiesdel'ordreduTeVest

observ-able au sol,par des nuits laires etsans Lune, en l'absen e de pollutionlumineuse. Dans

des expérien es telles que

HESS

1

, ou bientt

CT A

2

par exemple, la lumière ƒerenkov

est olle tée par un ensemble de grands téles opes (àmiroirs omposites), puis aptée et

ampliée par un ensemble de photomultipli ateurs ( améra au point fo al).

L'obser-vation par plusieurs téles opes permet de re onstituer haque gerbe en 3 dimensions, et

ainsi dere onstruirel'énergieetladire tiondel'événementin ident.Ce sytèmeest pré is

et sensibleà des sour es faiblesmais le hamp de vue de l'observatoire est réduit[5℄.

Uneautre possibilité est la onstru tiond'un réseau de réservoirsd'eau, ommedans

l'expérien e

HAW C

3

par exemple. L'indi e de l'eau est plus élevé que elui de l'air et

lesréservoirs bien ouverts. Le rayonnement ƒerenkov dû àlapropagationdes parti ules

rapidesdans l'eau est don plus fa ilement olle téet aptépar lesphotomultipli ateurs.

Cesystèmepermetuneobservation ontinuedetoutle ielobservable,maisestmoins

sen-sible.Leseuild'énergieestaussiplusélevé,puisque esystèmené essitequelesparti ules

de lagerbe (et pas leur lumière ƒerenkov) atteignent lesdéte teurs.

Les rayons osmiques hargés produisent aussi des réa tions en haîne. Les gerbes

hadroniques issues des protons et ions sont beau oup plus larges que les gerbes

éle tro-magnétiques venantdeséle trons etdes photons. Quantauxmuons,issus pourlaplupart

des gerbeshadroniques,atteignentlesolsanss'êtredésintégrés,etsedémarquentparune

signature propreetnette.

1.  High-Energy Stereos opi System , réseau de 4 téles opes ƒerenkov, basé en Namibie et en

fon tiondepuis2003.

2.  ƒerenkov Teles ope Array , projet européen (devenu mondial) de grand réseau d'imageurs

ƒerenkov

3. HighAltitureWaterƒerenkovexperiment,réseaudedéte teursàeauaméri ano-mexi ain,suite

Figure 1.5 Sensibilité,exprimée en uxénergétique en fon tion de l'énergie(en GeV),

de diversobservatoires

γ

[6℄:

F ermi

/LAT(GLAST),lesréseauxd'imageursƒerenkov a tuels (

HESS

,

V ERIT AS

et

MAGIC

), ainsi que le futur réseau

CT A

et le premier observatoire de e type

W hipple

, enn le réseau de déte teurs à eau

Milagro

et son su esseur futur

HAW C

(ave en pointilléslasensibilitéprédite après 5ans).

Téles opes embarqués pour les hautes énergies

Les

γ

d'énergie plus faible, au-dessous de quelques dizaines de GeV, forment une gerbe trop petite pour être bien observée depuis le sol.Il est don né éssaire d'élever le

déte teur à l'aide d'un ballon ou d'un satellite. De plus, le ux des

γ

roît quand leur énergie diminue, si bien qu'il est possible d'étudier le iel en

γ

entre quelques MeV et quelques entaines de GeV à l'aide d'un déte teur embarqué, ayant don une surfa e de

olle tionassez petite.

Lefon tionnementde l'instrumentLATàbord del'observatoire

F ermi

,estexposé au hapitre2.Sonprédé esseur, letéles ope

EGRET

(Energeti Gamma-RayExperiment Teles ope ) à bord de l'observatoire spatial CGRO ( Compton Gamma-Ray

Observa-tory ) de la NASA, a permis l'étude du iel

γ

entre 20 MeV et 30 GeV de 1991 à2000 (voir arte 2.15 p. 46). Sa surfa e de olle tion était un peu réduite (1500 m

2

) et le

temps mort de sa hambre àétin elles assez important(100ms), ependantun atalogue

de 271 sour esapu être établiet aservide référen epour lesobservations du LAT [7℄.Il

omprend 6 pulsars,93 AGN, et presque 170 sour es non identiées.

Depuis avril 2007, l'instrument AGILE ( Astro-rivelatore Gamma a Immagini

Leg-gero), projetdel'Agen eSpatialeItalienne onçusurlemêmeprin ipequeleLATmais

1.2 Les sursauts

γ

Lessursauts

γ

sont des bouéesbrèves etintensesde rayonnement, parmilessour es lesplus brillantes du ielX-

γ

,dé ouvertes parhasarden 1969 pardes sondes-espions àla re her he d'essaisnu léairesnon-dé larés.Les ampagnes d'observation sesontsu édées

depuis, voi iquelques ara téristiquesprin ipales quien dé oulent, etleurs onséquen es

théoriques.

1.2.1 Cara téristiques des émissions observées

Émission prompte

Ces sour es tiennent leur nom de leur émission dans le domaine X-

γ

. Il s'agit d'une émissiontransitoire,trèsvariable,présentantun spe trenon-thermiquedontlemaximum

(spe tre de puissan e) sesitue entre 100 keV etquelques MeV.

L'expérien e BATSE ( Burst And Transient Sour e Experiment ) à bord de

l'ob-servatoire CGRO de laNASA a notamment permis ladéte tion et l'étude des émissions

promptes X-

γ

(20 keV 2 MeV) de 3000 sursauts

γ

environ, de 1991 à2000. La réparti-tion homogène sur l'ensembledu ielde es nombreuses déte tionsa permisde onrmer

lanature osmologique des sursauts

γ

.Lesanalyses de es spe tres amenéà ladénition de la fon tion de Band, fon tion ontinue onstituée d'une loi de puissan e atténuée

ex-ponentiellementàbasseénergieetd'uneloidepuissan e àhauteénergie[9℄(voirg.1.6).

Le adre théorique dit de la  boule de feu , asso ié aux hypothèses de  ho s

internes  et  ho avant , est à e jour elui permettant d'expliquer au mieux les

observations (voir aussi hapitre 5). Dans e adre, un sursaut

γ

a pour origine la for-mation d'un trou noir de masse stellaire. Celui- i a rète la matière environnante et en

réémet une partie sous forme de jets de plasma hautement relativistes (

Γ > 100

) et turbulents. Des ho s internes (dus aux variations de vitesse et de densité au sein de

l'é oulement turbulent) produiraientl'émission prompte variable X-

γ

, et les ho s avant et retour (à l'interfa e ave le milieu environnant) l'émissionrémanente (voir Ÿ suivant).

Les hypothèsesles plus ourantes pour expliquerlaformationdu trou noir de masse

stel-laire sont une hypernova (supernova gravitationnelled'une étoiletrès massivede plus de

30 masses solaires) et la fusion de deux objets ompa ts (étoiles à neutrons ou petits

trous noirs). L'asso iation ee tive d'un sursaut

γ

n'est pas ee tuée d'après l'émission prompte X-

γ

.

Émission rémanente

L'autre phase d'émission des sursauts

γ

est appelée rémanen e, et onsiste en une dé roissan e du ux, présentantéventuellementdes irrégularités(voirg. 1.7), et

a om-pagnée d'un refroidissement du spe tre observé. On l'observe généralement du domaine

radio aux rayons X, pour une période allant de quelques heures à quelques années selon

les as. Les premières observations de rémanen essont assez ré entes : 1997 en rayons X

ave Beppo-SAX, 1999 dans le domaine visibleave Hubble. Depuis 2003, l'observatoire

Swif t

apermisd'observerdenombreusesrémanen esdesursauts

γ

,danslesdomainesUV

Figure1.6Observationde GRB910503par

BAT SE

et

EGRET

[10℄.Gau he : spe -tre depuissan e ombinantlesdonnées

BAT SE

(20keV 2MeV, roix)et

EGRET

(2 200 MeV, points). Droite : ourbes de lumière

BAT SE

(en haut) et

EGRET

(en bas).

En plus de es études, les observations de

Swif t

orent des lo alisations pré ises de es sursauts (rayons d'in ertitudede l'ordre de 0.1' pour XRT, 0.3 pour UVOT) qui

permettent un suivi par des téles opes au sol à petit hamp de vue. Ce suivi permet la

détermination du redshift du sursaut

γ

, donnée essentielle à la plupart des travaux de modélisation, ainsi que l'identi ation de sa galaxie-hte. Les observations de

Swif t

et des téles opesausolontrévélédessursauts

γ

pluslointainsquelesgalaxiesetlesquasars lointainsobservables,ave notamment20%desursauts à

z > 5

,etunre ordà

z

max

≃

8,3 (GRB 090423 [11℄).

Lessursauts

γ

pouvant êtreasso iés àdes supernovæ, ouaudevenir d'étoilesmortes, sont un indi ateur de laformationd'étoiles.Du fait de leur luminosité, ilsrendent

a es-sibles à l'étude une partiede l'Univers trop lointainepour être observable autrement. Le

projet fran o- hinois

SV OM

( Spa e Variable Obje ts Monitor ), qui devrait débuter les observations vers 2013, a notamment pour obje tif l'étude des sursauts

γ

lointains : l'observatoirespatial embarquera deux déte teurs de rayons X-

γ

à grand hamp de vue pour la déte tion et l'étude des émissions promptes, et un téles ope X et un visible-IR

pour l'observationdes rémanen es. Leprojetin lut aussi des téles opesausol, pour

per-mettre le suivi rapide des rémanen es visible-IR et la détermination des redshifts pour

Figure 1.7  Émission rémanente de GRB 090423 [11℄, observée en rayons X par

Swif t

(BAT en yan, extrapolé à la gamme d'énergie XRT; XRT en magenta), et dans

diérentes bandes en infrarouge par 4 grandstéles opes ausol.

Figure 1.8  Distribution intégrée de redshifts de sursauts

γ

[12℄ : observations de

Swif t

(rouge)etantérieures (bleu).Letraitmixtereprésenteuneprédi tionthéoriquede

la distribution des redshifts de sursauts

γ

,supposantque leur répartition suit letaux de formation d'étoiles.

Figure 1.9  Courbe de lumière de GRB 940217 [13℄. Observations de Ulysses (traits

noirs) et d'

EGRET

(points rouges), et énergies des événements observés par

EGRET

.

1.2.2 Observations à haute énergie

Le téles ope

EGRET

, préde ésseur du LAT, a ouvert la voie des observations de sursauts

γ

àhauteénergie.Cinqsursauts

γ

observésparBATSEontmontréuneémission signi ativeau-delàde 30MeV. On peut notammer iter :

 GRB940217(voirg.1.9et[13℄)amontréuneémissionprompteau-delàde100MeV

simultanéede l'émissionobservée dans lagammeX-

γ

, ainsiqu'une prolongationde ette émisson de haute énergie jusqu'à l'o ultation par la Terre après 15 minutes,

et un photon tardifde haute énergie(18 GeV après 75min).

 GRB 941017(voirg. 1.10et[14℄)amontré une omposantespe traleadditionnelle

visible à haute énergie dans

EGRET

, dont l'évolution temporelle semble dé or-rélée de l'émissionobservée ave BATSE, habituellement asso iée au rayonnement

syn hrotron des éle trons.

La première observation favorise l'hypothèse de plusieurs régions et mé anismes

d'émis-sion. La se onde en ourage les modèles hadroniques, dans lesquels la omposante keV

 MeV asso iée au syn hrotron des éle trons et la omposante additionnelle asso iée au

pro essus hadroniques sont dé orrélés.

Peu de sursauts de

γ

observés

>

100 MeV avant

F ermi

, etbeau oup de questions en suspens :voilàle ontexte des observationsde sursauts

γ

àhauteénergieqve

F ermi

et le LAT.

Figure1.10Spe tresde puissan ede GRB941017dans diérentsintervallesde

l'émis-sion prompte :

T

0

+

-1814 s(a), 1447 s(b), 4780s ( ), 80113 s (d), 113 211 s (e) [14℄. Observations de

BAT SE

( roix) etd'

EGRET

(points).

2.2.2 Du photonauxdonnées nales . . . 34

2.2.3 Performan es . . . 41

2.2.4 Chaîned'analysestandard . . . 43

2.2.5 Résultats aprèsdeux ans. . . 46

2.3 Le  Gamma-ray Burst Monitor  . . . 50

2.3.1 Des ription del'instrument etperforman es . . . 50

2.3.2 Déte tion etlo alisation desour estransitoires . . . 52

2.3.3 Complémentarité ave leLAT . . . 53

Les résultats d'

EGRET

ont montré que le iel

γ

était ri he en sour es variées de rayonnemement

γ

. Ils ont aussi montré la né essité d'un instrument plus performant : plus sensible,ave une résolution angulaire plus ne etun temps mort plus faible.

L'ob-servatoire

F ermi

est e su esseur, de plus grande taille qu'

EGRET

et basé sur des te hniques plus ré entes. Depuis un peu plus de deux ans, il fournit une grande part des

résultats d'astronomiede haute énergie.

L'observatoire

F ermi

embarque deux instruments omplémentaires: leLargeArea Teles ope(LAT) pour l'astronomie

γ

de 20MeVàplus de300 GeVetleGamma-ray Burst Monitor  (GBM) dédie à la déte tion et à l'étude des sour es transitoires entre

8 keV et 40 MeV. Ce hapitre présente su essivement es deux instruments : prin ipe,

Figure 2.1  Positions de

F ermi

(à l'est des Antilles) et

Swif t

(au large du Brésil) sur leurs orbites respe tives [15℄. À et instant les deux satellites sont dans l'ombre de

la Terre : le terminateur est indiqué par la bande sinusoïdale bleue, et la zone é lairée

est repérée par le Soleil au-dessus de l'Indonésie. L'orbite de

F ermi

est très similaire à elle de l'observatoire

Swif t

et les hamps de vue du GBM et du BAT se re ouvrent fréquemment, e quifavorise lesdéte tions ommunes de sursauts

γ

.

2.1

F ermi

sur son orbite

Depuis son lan ement en juin 2008 de Cape Canaveral en Floride, l'observatoire

F ermi

est sur une orbite basse à 565 km d'altitude, qu'il par ourt en 1 heure 30 (voir

g. 2.1). Il reste loindes ples, son orbiteétant in linéede 25

◦

par rapport àl'Équateur.

2.1.1 Modes d'observation

Deux modes d'observation sont possibles. Le mode normal onsiste à observer en

ontinu l'ensemble du iel. Le satellite est onstamment in liné à 50

◦

de son zénith 1

,

et bas uleentre Nord etSud au début de haque nouvelleorbite. Dans e mode, leLAT

ouvrel'ensembledu ielendeux orbitessoittroisheures, haquedire tionétantobservée

au total pendant environ30 minutes.

Il existe aussi un mode pointé, dans lequel la sour e d'intérêt est maintenue à10

◦

de

l'axedevisée 2

,tantqu'ellereste20

◦

au-dessusdel'horizon.Detellesobservationspeuvent

être a tivées par une requête soumise par les observateurs et transmise au satellite, on

parle alorsde ToO(Targetof Opportunity). On peut iter par exemple:2jourspour

la période d'a tivité de 3C454.3 en avril 2010, 4 jours pour l'a tivité de la nébuleuse du

Crabeen septembre 2010(voir[16℄ pourplus d'informationssur lesobservationspointées

de

F ermi

). Il est aussi possible de programmer des repointés à dé len hement

automa-tique, pour assurer5heures de suivide sursauts

γ

brillants.Ce deuxièmemode d'obser-vation pointée est nommé ARR ( Autonomous Repoint Request ) et sera détaillé au

hapitresuivant.Lesmouvementsde bas uleet lesobservationspointées suiviesutilisent

le ouple gyros opique des roues d'inertiedu satellite. D'autres variations de pointé sont

aussi ee tuées pour éviter quel'instrumentreste fa eauSoleil e quisaturerait les

pho-1. D'abordxéà35

◦

, etangledebas uleaétémodié,and'optimiserlerefroidissementdusatellite

sanstropaugmenterla ontaminationdesobservationsparl'atmosphère terrestre.

Figure 2.2  Haut : Position de l'anomalie sud-Atlantique, vue à une altitude de 560

km environ par lesatellite

ROSAT

, en 1990 [17℄. Bas :Orbite de

F ermi

et ontour de la SAA adopté,dé rit par un dodé agone.

tomultipli ateurs. Les observations pointées de longue durée ae tent l'instrument : les

fa es du déte teur sont plus longtemps exposées au ux de parti ules se ondaires issues

de l'atmosphère terrestre etleur température augmente. Ce iae te légèrementles

sous-déte teurs, ainsi que l'horlogede bord (voir plus loin).

2.1.2 Champ magnétique terrestre

Presque à haque orbite, le satellite passe dans la zone de l'anomaliesud-Atlantique

(SAA pour  South Atlanti Anomaly ), où le hamp magnétique est plus faible à

l'altitude de l'orbite (voir g. 2.2). Ce i est dû au fait que le ple magnétique et le ple

géographique terrestres sont éloignés de plusieurs entaines de km. Don une ligne de

hamp est plus pro he de la surfa e terrestre d'un té du globe que de l'autre, et 'est

dans ette zone que la einture de Van Allen est au plus près. Les ux de rayonnement

osmique y sont plus importants qu'ailleurs, et les déte teurs sont éteints pendant la

traversée, en parti ulier les photomultipli ateurs.

La non- on entri ité de la magnétosphère et de l'orbite de

F ermi

implique que le satellite traverse les lignes de hamp au ours de son orbite. Pour se repérer on utilise

les paramètres

B

et

L

de M Ilwain [18℄.

B

est l'intensité du hamp magnétique au point onsidéré (en Gauss).

L

est la distan e de la ligne de hamp ourante au entre de la Terre prise à l'équateur (en unité de rayon terrestre), dans l'approximation dipolaire.

L'atténuationdu spe trede rayonnement osmiquegala tiquevu parle satelliteest don

Figure2.3Haut:évolutionsur unejournéede lavaleurdu paramètre

L

de M Ilwain à la position du satellite. Bas : évolution sur la même période de l'énergie de oupure

du spe tre de rayonnement osmique déduite de

L

. Les ux d'énergie inférieure à ette oupure sont atténués. L'unitéde

L

est lerayonterrestre moyen (

R

=6371km),d'où les valeurspro hes de 1. Lespériodes sans données sont dues aupassage dans la SAA.

Photon Energy (eV)

7

10

10

8

10

9

10

10

₁₀

11

−2

10

Figure 2.4  Se tions e a es d'intera tions photons-matière, en fon tion de l'énergie

du photon in ident pour deux types de noyaux ibles (g. 1 et tab. 6 [19℄). Gau he :

arbone. Énergies de photon omprises entre 10 eV et 100 GeV. Droite : tungstène.

Énergies de photon omprises entre 100 MeV et 100 GeV. Les valeurs expérimentales

sont omparéesaumodèlepourle asdu arbone.Lesdiérentes omposantes dumodèle

sont représentées. L'absorption photoéle trique

τ

domine la diusion Rayleigh

σ

COH

à basse énergie. Ensuite 'est la diusion Compton

σ

IN COH

qui domine. Enn la réation de paires due au hamp du noyau

κ

n

domine elle due au hamp éle tronique

κ

e

et la photoabsorption nu léaire

σ

P H.N.

.

2.2 Le  Large Area Teles ope 

2.2.1 Une expérien e de physique des parti ules dans l'espa e

Pourunphotond'énergiesupérieureà2,044MeVren ontrantunmatériauquel onque,

la réa tionsuivante est possible :

γ

(+ hampéle trique d'un noyau)

−→ e

+

_{+ e}

−

Lase tione a ede etteréa tionestd'autantplusélevéequela hargedesnoyaux ibles

est importante. Ainsi l'énergie à partir de laquelle ette réa tion devient prépondérante

sur ladiusion Compton est aussi plus faible(voir g. 2.4).

Le LAT [20℄ est onçu pour observer ette réa tion. Sur le prin ipe des expérien es

de physique des parti ules menées sur Terre auprès des a élérateurs, le LAT omprend

un traje tographepour repérer lestra eslaisséespar lesparti ules hargées(entre autres

lespaires

e

+

_e

−

issues des photons)etd'un alorimètreéle tromagnétiquepour lamesure

d'énergie (voir g. 2.5).Un déte teuranti- oïn iden e permet de re onnaîtreetrejeter la

plus grandepartiedesrayons osmiques hargésin idents.Ceux- inesontpasenregistrés

sauf à des ns d'étalonnage.

Lastru ture du LATest modulaire(voirg. 2.5): 16tours(respe tivement modules)

identiques onstituent le traje tographe (respe tivement le alorimètre), ha une divisée

X

Y

0

1

2

3

7

6

5

4

8

10

11

15

14

13

12

9

Z

Panneau solaire

Panneau solaire

Figure 2.5  Vues s hématiques du LAT. Gau he : vue de dessus. Les 16 tours sont

identiées et les axes du repère instrumental sont indiqués. Droite : vue é latée. Une

tour du traje tographe au-dessus du module orrespondant du alorimètre sont mises

en éviden e. Le déte teur anti- oïn iden e (tuiles grises) est protégé par un dme

anti-mi rométéorites (en jaune) (g. 1[20℄).

in idente. Cela permet aussi une ertaine redondan e de l'information, don une plus

grande abilitéde l'instrument àlong terme.

Le traje tographe (TKR pour  tra ker )

Le traje tographe du LAT se ompose de 16 tours identiques. Cha une est un

em-pilement de 18  tiroirs  omprenant une ou he de tungstène (W) pla ée entre deux

plaques de 24 pistes de sili ium (Si) (voir g. 2.6). La harge importante du tungstène

favorisela onversiondes photons. Les

e

+

et

e

−

réés,en traversant lespistesde sili ium,

ydéposentassezd'énergiepour réerun ourantéle triquedanslesemi ondu teur.

L'ori-entationalternée despistesde sili ium(selonlesaxesXetY dudéte teur)etlastru ture

modulairede l'ensemble permettentde lo aliser haque petit déptd'énergie, l'ensemble

de es impa tsformantlatra e laisséepar haque parti ule. Lesdire tions des tra esdes

e

+

et

e

−

permettent de re onstruire la dire tion du photon in ident. Le faible rapport

hauteur/largeur (= 0,4) du traje tographe onfère au LAT son large hamp de vue (2,4

sr dans l'analyse usuelle,voirŸ 2.2.3).

L'épaisseur de la ou he de tungstène varie entre les tiroirs. Elle est ne (0,03

X

0

) dans les 12tiroirs supérieurs pour limiter les diusions multiples des parti ules hargées

par le onvertisseur, ar elles- i dégradent la résolution angulaire. Dans les 4 suivants

elle est plus épaisse (0,18

X

0

) pour augmenter la surfa e e a e, en parti ulier à haute énergie. Les deux derniers tiroirs en sont dépourvus, e qui limite les pertes d'énergie

des parti ules et permet une bonne re onstru tion de leurs traje toires. Les événements

(photons, parti ules hargées) dontlatra e démarre dans unedes 12 ou hes supérieures

Figure 2.6  S héma de prin ipe du traje tographe (g. 5 [20℄). La omposition d'un

tiroir ( tray ) et les espa es relatifs entre les diérentes ou hes le omposant sont

représentées, ainsi que l'alternan e d'orientation des pistes de sili ium. Plusieurs as de

onversion et déte tion de photons sont envisagés. (a) Cas idéal d'une onversion dans

la ou he de tungstène : lespistes de Si sontpla ées immédiatement au-dessous, auplus

près, pour que la lo alisation du point de onversion soit le moins possible ae tée par

les diusionsmultiples( as e). (b) Les pistessont assez étroites(228

µ

mde largeur)pour permettre de distinguer lesdeux tra es, e qui améliorelarésolution angulaireet lerejet

de rayons osmiques ne laissant qu'une tra e primaire. Ce i permet aussi de déte ter les

rares onversions n'ayantpas lieudans letungstène ( as e). ( ) Les ou hes de tungstène

ne ouvrentpaslesespa esentrelespistesdeSipourlimiterles onversionsmallo alisées.

Ces dernières n'ont lieuqu'aux extrémitésdes zonesa tives( as d).

Une parti ule hargée qui traverse le traje tographe laisse de l'énergie par diusion

dans les ou hes de onvertisseur qu'elle traverse. Ces dépts sont omptabilisés dans

l'estimation de l'énergiede laparti ule(éventuellement du photon) in idente, l'épaisseur

de la ou he de tungstène traversée et l'angle d'in iden e sont pris en ompte. Pour des

photons d'énergie inférieure à 80 MeV 'est la seule donnée utilisable, les se ondaires de

es événements n'atteignant pas le alorimètreen général.

Silebruitéle tronique dansunepiste dépasse leseuil orrespondantaupassaged'une

parti ule hargée, ettepistedevientinutilisable.Ce idiminuel'e a itédedéte tiondes

tra esetdon dégrade unpeulasurfa ee a eetlarésolutionangulairedel'instrument.

La fra tion de pistes à ignorer reste plus faible que 10

−

₄

à e jour, ainsi l'eet de e

vieillissementest en ore négligeable.

Le alorimètre (CAL)

Le alorimètre, situé au-dessous du traje tographe, est formé de barreaux d'iodure

de ésium (CsI) dans lesquels les parti ules hargées développent une gerbe et déposent

une grandepartie de leur énergie.Le matériau ainsi ex ité s intille,et la olle tionde la

lumière par diérentes photodiodes aux extrémités de haque barreaupermet la mesure

Figure 2.7  Gau he : Vue é latée d'un module du alorimètre du LAT (g. 6 [20℄).

Droite :Asymétrie de la olle tionde lumière de s intillation due au passage de muons

dans un barreau du alorimètre,en fon tionde lapositionde l'impa tsur lalongueur du

barreau. L'asymétrieestexprimée ommelelogarithmedu rapportdestensionsmesurées

aux extrémités du barreau. Test ee tué avant lan ement à l'aide de muons se ondaires

du rayonnement osmique. (g. 7[20℄).

À haque extrémité de haque barreau se trouvent deux photodiodes. Le ourant de

haque photodiode est amplié par deux gains, les 4 anaux disponibles permettent de

ouvrir entièrement la gammed'énergie déposée : de 2MeV à70 GeV par barreau. Pour

haque événement, seul le anal le plus adapté est lu, aux extrémitésde haque barreau

atteint.C'est ladiéren e d'intensité lumineuse entre lesdeux extrémités qui permet de

situer pré isément haque dépt. On lit la totalité des voies du alorimètre de manière

périodique pour l'étalonnage : si au une parti ule ne passe dans le déte teur au même

moment on lit la tension en l'absen e de signal. La moyenne de la distribution de es

le tures répétées donne, pour haque voie, le piédestal, valeur à soustraire de la tension

lue pour onnaître laquantité d'énergie ee tivement déposée. La moyenne et la largeur

de ette distributionsont déterminées par lebruit éle tronique.

La mesure et la lo alisationde haque dépt d'énergie permet d'aner la mesure de

l'énergie et de la dire tionde la parti ule in idente. Le pro édé est itératif: la dire tion

de l'événement est d'abord donnée par le bary entre des dépts d'énergie dans le CAL

et lesdeux premiersimpa ts dans le TKR. Cette informationest utiliséepour modéliser

la forme de la gerbe, e qui permet de orriger le dépt d'énergie mesuré en tenant

ompte des pertes dans les intersti es et de la partie non- ontenue dans le déte teur (la

profondeur du CAL est de 8,6

X

0

). Cette estimation de l'énergie permet enn d'aner la mesure de dire tion dans le TKR, les probabilité de diusions multiples diminuant

ave l'énergie de la parti ule in idente. La modélisation de la gerbe fournit aussi une

informationsurlanaturedel'événement:unegerbehadroniqueestpluslargeparexemple

qu'une gerbe éle tromagnétique, e qui permet de re onnaître une partie des protons et

ions du rayonnement osmique.

Le bruit éle tronique, qui détermine les piédestaux, augmente ave la température,

et aussi éventuellement ave le temps. Quand le bruit est plus important que la

Figure 2.8  S héma de l'ACD (g. 9 [20℄). 89 tuiles re ouvrent le traje tographe : 25

sur le dessus et 16 sur haque fa e. Pour éviter de laisser des espa es non- ouverts, les

tuiles du dessus se hevau hent dansune dire tion. Dans l'autredire tion, quatre rubans

de bre optique passent entre les tuiles du dessus et des fa es et sont ouplés à deux

photomultipli ateurspla és àleurs extrémités aubas de haque fa e de l'ACD.

signi ativementles performan es du CAL.Les variations de températureobservées lors

d'observationspointéesétaientdel'ordrede2

◦

Cetn'ontpasnonplusae tésensiblement

la mesured'énergie.

Ave le temps, le CsI irradié absorbe une fra tion de plus en plus importantede son

proprerayonnementdes intillation.Ce iréduitl'asymétrieentrelesdeuxextrémitésd'un

barreau, e qui ae te la modélisationde la gerbe. Pour prendre en ompte ette

évolu-tion, des runs dédiés à l'étalonnage sont ee tués tous les 3 mois environ pour mesurer

l'asymétrie dans haque barreau. Les référen es utilisées pour la re onstru tion des

ar-a téristiques des événements sont misà jouraufur et àmesure.

Le déte teur anti- oïn iden e (en anglais ACD)

Un déte teur anti- oïn iden e, formé de tuiles de s intillateur plastique, re ouvre le

dessusetles tésdutraje tographe(voirg.2.8).Cematériaunes intillequelorsqu'ilest

traversé paruneparti ule hargée, e quipermetd'utiliser e sous-déte teur ommeveto.

Dans la logique de dé len hement à bord, haque tour du TKR est asso iée à plusieurs

tuilesdel'ACDpla éesau-dessus.Lesévénementsde hauteénergie(

>

10GeV)réagissant ave lematériaudu alorimètreproduisentdes parti ules se ondaires dans l'ensemblede

l'instrument, dont ertaines peuvent déposer de l'énergie dans les tuiles de l'ACD. Seuls

les dépts situés dans les tuiles asso iées à la tour d'entrée du photon sont prises en

ompte dans la ondition de veto. Ainsi, seuls

∼

20% des photons de es hautes énergies sont éliminéspar un veto appliqué àleurs parti ules se ondaires ( self-veto ).

Chaquetuile de s intillateurest reliéepar des bres optiquesàdeux

photomultipli a-teurs redondants.Lespiédestaux etgainsde eux- ivarientave latempérature. Ils

2.2.2 Du photon aux données nales

En vol : déte tion et pré-ltres

Cha un des sous-déte teurs dé rits i-dessus parti ipe à la déte tion des parti ules

in identes.Le TKRdéte te lepassagedes parti ules hargées(primaires ouse ondaires).

L'ACD,répartienzonesasso iées à haquetour duTKR,déte te l'entréed'uneparti ule

hargée.LeCALmesureledéveloppement des gerbeséle tromagnétiques.Un déptd'au

moins 2MeV est né essaire pour enregistrerlepassagedans un barreau. Deuxseuils sont

dénis pour distinguer le passagede parti ules de haute outrès haute énergie: 100 MeV

et 1GeV par barreau.

Ce i dénitune liste de onditions de base ou trigger primitives :

  externe ( ondition non-physique)

  solli ité ( ondition non-physique)

  périodique  : ( ondition non-physique) le ture, dé len hée à une fréquen e de 2

Hz, de l'ensemble des voies du CAL, an de suivre l'évolution de leurs piédestaux

(voirplus haut).

 TKR :aumoins troisimpa tsalignéssont né essairespour onserverun

événe-ment.

  ROI  :ACD en mode veto (voir plus haut).

  CNO : granddéptd'énergie dans l'ACD. Ce i sert àdéte ter lesions

relative-ment lourds(

Z > 6

),d'où son nom : CarbonNitrogen Oxgen .   CAL-LO  :CAL ave seuil à 100 MeV par ristal.

  CAL-HI : CAL ave seuil à 1 GeV par ristal.

Pour haque événement in ident, la première ondition remplie marque le début d'une

période de 1,5

µ

s appelée fenêtre de trigger, pendant laquelle les informationsde trigger de l'événement seront enregistrées. Les parti ules in identes sont réparties en fon tion

des ombinaisonsde onditions de bases qu'elles remplissent,ou trigger engines (voir

tab. 2.1). Par exemple, un photon d'origine astrophysique remplit d'abord la ondition

TKR, puis éventuellement CAL àl'un oul'autre seuil si son énergie est susante etson

in linaison pas trop importante, ela sans a tiver le veto de l'ACD, e qui orrespond

typiquement autrigger enginenuméro 7.

Unepremière étapedu rejet du rayonnement osmique adon lieui i.Sila ondition

ROI est remplie lapremière, e qui orrespond à un rayon osmique hargé,l'événement

n'est pas gardéen mémoire.Cette ondition peut être rempliependant lafenêtre de

trig-ger ouverte par un photon, si une parti ule hargée arrive pendant que ette fenêtre est

en ore ouverte. La ondition CNO ne doit pas non plus être remplie la première, ela

orrespondrait à un rayon osmique de haute énergie. La ondition CAL LOne doit pas

être remplie la première non plus, ela orrespond à des photons ou parti ules hargées

de haute énergie provenant de laTerre oudu rayonnement osmique Gala tique,qui

at-teignentleCALparledessousoulean .Commeilsnepassentpasd'abordparl'ACDon

ne peut pasdistinguer lesphotons desparti ules hargéesdon ilvaut mieuxtoutrejeter.

Les photons et parti ules de très haute énergie (remplissant la ondition CAL HI) sont

moins nombreux, età es énergies onpeut distinguer une gerbe éle tromagnétique d'une

gerbehadronique,ilssontdon retenusetanalysésausol.Pour ertaines ombinaisonsde

onditionsasseztypiques departi ules hargéeson hoisitdenepas gardertousles

35 4 0 0 0 1 x 1 1 1 oui 4 -5 0 0 0 1 x x x x oui 1 249 6 0 0 0 0 1 x x x oui 1 -7 0 0 0 0 0 x 1 0 oui 1 -8 0 0 0 0 0 1 0 0 oui 1 -9 0 0 0 0 0 1 1 1 oui 1 -10 0 0 0 0 0 0 1 1 oui 1 49

Table 2.1  Logique de dé len hement à bord. Chaque ligne indique la omposition d'un trigger engine, ombinaisondes onditions

de base outrigger primitives. Lespréfa teurs appliqués pour la mémorisationdes événements remplissantles diérentes ombinaisons

sontindiqués,ainsiquelenombrede anauxlusà haque boutde haque ristaldu alorimètre.La ombinaisonnuméro3sert ausuivi

mentdes ions du rayonnement osmique malre onstruits don inutiles pour l'étalonnage

de l'instrument.

Chaqueévénement est présenté àune sériede ltres,basés àlafoissur es onditions

de base etsurune re onstru tionsimpliéedes tra esee tuéeàbord :photon,ion

lourd (

Z

=6etplus), MIP  pour  parti uleau minimumd'ionisation  (essentielle-mentdesprotons)etdiagnostique.LeltreMIPn'estutiliséquelorsderunsdédiés

où onse sert du dépt d'énergie onnu de es parti ules omme étalon.Les autres ltres

sont onstamment utilisés. Les ltre  ion lourd  séle tionne des ions bien re onstruits

du rayonement osmique pour l'étalonnage, notammentde l'é helle de mesure d'énergie.

Leltrediagnostiquepermetdegarderdesparti ulesdetoutesnatures, enappliquant

des préfa teurs sur les ombinaisonsde onditions de base. Le ltre  photon applique

une séle tion jusqu'à20 GeV, eta epte tous lesévénements au-delà.

Au sol : re onstru tion et lassi ation

Les données brutes ontiennent des informations basiques telles que : date de

dé- len hement, informationsde trigger, pistes ayant vu l'événement, ristaux lus etdépts

d'énergie. Elle sont enregistrées à bord, et envoyées au sol 6 à 8 fois par jour, en ordre

quel onque, via leréseaude satellites

T DRSS

(Tra kingand DataRelay Satellite Sys-tem ) et ses antennes radio au sol [21℄. Les données brutes sont transmises au entre

de al ul du

SLAC

, où le traitement peut ommen er : re onstru tion des tra es et des vertex, al ulde l'énergiedesparti ules in identes.Lesparti ulessont lasséesparnature

probable en fon tion des étapespré édentes. Ce pro essus de re onstru tion etde

lassi- ationsuit un réseaude neuronesde type lassi ationtree [22℄.Lesbons andidats

photons sont onservés pourl'analyse. Une voiesupplémentaire aété ajoutée ré emment

pour la lassi ation etl'analyse des éle trons etpositrons [23, 24℄.

Les générations su essives de es réseaux de neurones sont appelées  Pass . Les

données publiques a tuelles sont issues de la lassi ation Pass6, trois lasses de

andi-dats photons y sont dénies, de moins en moins ontaminéespar le fondde rayonnement

osmique : transient qui maximise le signal des sour es transitoires, sour e prévue à

l'originepour l'étudedes sour espon tuelleseta tuellement inusitée,etdiffuse utilisée

pour l'étudedes sour es permanentes pon tuelles ou étendues. Une lasse extradiffuse

en ore plus  pure  a été mise au point pour l'étude de l'émission diuse

extragala -tique. La lassi ation Pass7 est a tuellement testée par la ollaboration,en interne,elle

omprend 10 lasses de photons, y ompris des événements re onstruits uniquemement

grâ e auTKR ou uniquement grâ e auCAL. Elle omprend aussi des lasses de leptons,

protons, noyaux d'hélium, et ions lourds lairement identiés. La génération suivante,

Pass8,est en oreen développementetimpliqueune nouvellere onstru tion.Celle- idoit

permettrede diéren ierla ontributiondel'événementre onstruit,de elled'événements

a identels, rayons osmiques hargésayantatteintledéte teurpeude tempsauparavant

et laissé une empreinte dans lessous-déte teurs. Ceux- ipeuvent générer un mor eau de

tra e supplémentaire dans le TKR ou déposer jusqu'à 30 MeV dans le CAL, e qui

dé-grade la qualité des événements re onstruits et diminue don l'a eptan e des lasses de

photons standard. Il s'agit essentiellement de rayons osmiques hargés de basse énergie,

dont leux dépend de laposition du satellitedans le hamp magnétique terrestre, etest

don orrélé au paramètre

L

de M Ilwain. Ce ux variable de parti ules hargées a été pris en omptepour réestimerlesfon tionsderéponsepourlesdonnées lassiées d'après