Astronomie de très hautes énergies

Les rayons cosmiques

Les rayons cosmiques ont été découverts par Victor Hess en 1912 lors de vols en ballon. Ce sont des particules chargées qui bombardent continuellement la Terre. Ils sont principalement composés de protons et d’éléments plus lourds (He, Fe, C, …), mais aussi dans une bien moindre mesure d’électrons et de photons. En 1939, Pierre Auger constate une coïncidence dans les temps d’arrivée au sol de particules chargées séparées de plusieurs dizaines de mètres et en déduit qu’elles sont le résultat d’une gerbe de particules issue d’un seul et même rayon cosmique qui pourrait atteindre une énergie d’au moins 10¹⁵ eV. Le flux du rayonnement cosmique est décrit par une loi de puissance d’indice ∼ −2.7 jusqu’à des énergies d’environ 3 × 10¹⁵ eV (zone appelée le « genou » du spectre de rayons cosmiques), puis par une autre loi de puissance d’indice ∼ −3.0 jusqu’à la « cheville » du spectre (située à une énergie E ∼ 2 × 10¹⁹ eV). Enfin, on observe une coupure (dite coupure GZK) autour de 5 × 10¹⁹ eV. On peut poser une limite maximale à l’énergie des rayons cosmiques Galactiques (GCR pour Galactic Cosmic Rays). Cette limite est due au rayon de Larmor RL des GCR, qui doit être inférieur à la taille de la Voie Lactée afin que ces derniers ne puissent pas s’en échapper.

Processus radiatifs des rayons cosmiques 

Les rayons cosmiques, qu’ils soient leptoniques ou hadroniques, interagissent avec le milieu interstellaire (MI) pour former des photons. Contrairement aux rayons cosmiques, les photons ne sont pas déviés par les champs magnétiques de la Galaxie. Leur étude permet ainsi de pouvoir revenir directement à la source de leur production. On peut aussi déduire du spectre des photons, le spectre des GCR à cet endroit du ciel . Voici les principaux processus d’émission de photons par les rayons cosmiques.

Le rayonnement synchrotron d’un électron dans un champ magnétique de l’ordre du µG (le champ magnétique interstellaire moyen est B ∼ 4-5 µG) est émis dans le domaine radio, pour des électrons au GeV et dans le domaine des rayons X pour des électrons au TeV.

Émission par rayonnement de freinage
Le rayonnement de freinage ou Bremsstrahlung est issu de la perte d’énergie d’une particule chargée par son interaction avec le champ coulombien du milieu environnant (noyaux ou ions), ce qui provoque une émission de photons de haute énergie.

Émission par diffusion Compton inverse
La diffusion Compton inverse intervient lorsqu’un électron de haute énergie est diffusé sur un photon du rayonnement ambiant, tel que ceux du CMB (le fond diffus cosmologique), de l’émission thermique des étoiles ou du rayonnement infrarouge des poussières. Le photon diffusé récupère alors une grande partie de l’énergie de l’électron et devient un photon gamma (100 keV < Eγ < 100 TeV).

Émission par processus hadronique
Les protons du rayonnement cosmique interagissent de manière inélastique avec les protons du MI produisant des pions neutres qui se désintègrent par la suite en deux photons gamma. Ce processus peut aussi créer des pions chargés qui se désintègrent en électrons et neutrinos. Ces électrons secondaires peuvent donc aussi interagir et créer des gamma.

La gamme d’énergie de l’émission synchrotron est donc comprise du domaine radio jusqu’aux rayons X, alors que la diffusion Compton inverse et les processus hadroniques émettent dans le domaine gamma. Le rayonnement de freinage quant à lui émet dans les domaines X et gamma. Le domaine gamma est donc le seul qui permette d’avoir accès à toutes les particules nonthermiques de très haute énergie, que ce soient des électrons grâce au Bremsstrahlung et à l’émission Compton inverse, ou des protons grâce aux processus hadroniques. Les domaines à plus basse énergie ne donnent accès qu’aux électrons non-thermiques avec le synchrotron. On peut donc en conclure que le domaine gamma a une place très intéressante pour l’étude des rayons cosmiques. En particulier, les très hautes énergies (entre 100 GeV et 100 TeV) donnent accès aux particules les plus énergétiques et donc aux sites d’accélération des particules. De gros progrès ont été faits ces dernières décennies sur l’instrumentation et la technique Cherenkov. Un palier a été atteint en termes de sensibilité et de résolution angulaire, ce qui a permis d’observer un grand nombre de sources dans la Galaxie et de les résoudre spatialement pour la première fois à très haute énergie. L’observation des restes de supernovæ dans le domaine radio et des rayons X a déjà montré qu’elles sont le lieu d’accélération d’électrons, mais ne donne aucune preuve de l’accélération de protons et d’éléments plus lourds.

Les sources de gamma de très hautes énergies 

Les sources Galactiques

Les sources Galactiques représentent la grande majorité des sources détectées à très haute énergie. Dans cette section seront présentés les différents types de sources détectées à ce jour.

Restes de supernova
Les supernovæ, qu’elles soient issues d’un effondrement gravitationnel (types Ib, Ic et II) ou d’une explosion thermonucléaire (type Ia), éjectent de la matière dans le MI. Ce phénomène a pour conséquence la création d’une onde de choc dans le MI qui accélère les rayons cosmiques (voir la section 1.2). C’est donc aux bords des restes de supernovæ que l’on va observer une émission de photons gamma. Cinq restes de supernovæ ont déjà été détectés au TeV par H.E.S.S. : RX J1713.7-3946 [Aharonian, 2004b], RX J0852.0-4622 [Aharonian, 2005e], RCW 86 [Hoppe, 2009], SN 1006 [Acero, 2010a] et HESS J1731-347 [Abramowski, 2011]. L’observation des restes de supernovae permet d’étudier le spectre des GCR directement à la source de leur accéleration. Les études de ces restes dans les domaines X et radio, ont déjà permis de montrer une accélération d’électrons, alors que l’observation en gamma permet de mettre en évidence d’autres propriétés.

En effet, l’observation de jeunes restes de supernovae par H.E.S.S. tel que RX J1713.7- 3946 représenté sur la figure 2.1, a permis de montrer que l’émission gamma des électrons par Compton inverse et Bremsstrahlung n’est pas suffisante à expliquer le spectre gamma observé. Cependant, la production de gamma par désintégration des pions issus des réactions protonproton ne s’ajuste pas au spectre gamma observé. La question est donc encore ouverte.

Pulsars
Les pulsars sont des étoiles à neutrons en rotation rapide issues de l’effondrement d’une étoile massive et générant un fort champ magnétique. Ils accélèrent des électrons et des positrons qui émettent des photons par rayonnement synchrotron et par diffusion Compton inverse. L’expérience MAGIC a détecté pour la première fois en 2008 les pulsations du pulsar du Crabe à très haute énergie [Aliu, 2008]. Cette découverte a été confirmée par l’expérience VERITAS en 2011 [Aliu, 2011]. L’expérience H.E.S.S. a quant à lui détecté le pulsar de Vela en 2013 au delà de 20 GeV [Gajdus, 2015] (figure 2.2).

Nébuleuses de pulsar
Les nébuleuses de pulsars sont issues de l’interaction des vents électromagnétiques émis par les pulsars avec les restes des supernovæ qui ont donné naissance aux pulsars. L’onde de choc présente dans ces restes permet d’accélérer des éléctrons et des positrons jusqu’aux très hautes énergies. Ces nébuleuses représentent près de la moitié des sources détectées par H.E.S.S..

L’émission diffuse Galactique
L’émission diffuse Galactique, peut avoir deux sources principale : l’émission gamma provenant de l’interaction de nuages moléculaires géants avec des rayons cosmiques issus d’un accélérateur proche des nuages (un exemple de ce phénomène est l’émission détectée par H.E.S.S. du nuage moléculaire géant situé au centre de la Galaxie), ou de l’émission provenant de l’interaction des rayons cosmiques avec la matière du MI. Cette dernière est principalement répartie le long du plan Galactique. Cette émission peut aussi être due à la contribution des sources non résolues ainsi qu’aux populations d’électrons échappés des sources qui rayonnent dans les différents champs de particules et de radiation.

Nuages moléculaires géants
L’observation par les rayons gamma en provenance des nuages moléculaires géants a pour but d’étudier leur interaction avec les rayons cosmiques. En effet, ces nuages n’étant pas euxmêmes sources de rayons cosmiques, l’observation des gamma issus de leur interaction avec les GCR, permet de déterminer le spectre des GCR une fois sortis de leur zone d’accélération et ainsi de confirmer les modèles de propagation à différents endroits de la galaxie.

Les sources extragalactiques

Noyaux actifs de galaxies
La majeure partie des sources extragalactiques de très hautes énergies se compose de noyaux actifs de Galaxies (AGN pour Active Galactic Nuclei). Ce sont les centres de galaxie où se situe un trou noir supermassif (M ≃ 106 -109 M⊙) entouré d’un disque d’accrétion très lumineux. Ce processus d’accrétion entraîne la formation de grands jets relativistes qui émettent principalement en radio. Si la direction du jet forme un petit angle avec la ligne de visée (& 10°), l’AGN est alors appelé blazar et peut être détecté au TeV.

Sursaut gamma
Les sursauts gamma (ou GRB pour Gamma-Ray Bursts) ont été découverts en 1967 par le satellite Vela. Ce sont des flash courts et intenses de photons gamma apparaissant aléatoirement dans le ciel. Ils sont divisés en deux classes : les GRB courts d’une durée inférieure à la seconde et les GRB longs dont la durée peut atteindre quelques minutes. Leur distribution uniforme dans le ciel et l’étude de leur décalage vers le rouge ont permis de montrer une origine extragalactique. Si la source des sursauts gamma est encore débattue, la majorité des théoriciens associe l’origine des GRB longs à l’effondrement d’une étoile massive créant un trou noir et celle des GRB courts à la coalescence d’un système binaire d’étoiles à neutrons.

Table des matières

Introduction
I Astronomie de très hautes énergies
1 Rayons cosmiques
1.1 Les rayons cosmiques
1.2 Origine des rayons cosmiques Galactiques
1.2.1 Accélération
1.2.2 Propagation
1.3 Processus radiatifs des rayons cosmiques
1.3.1 Émission synchrotron
1.3.2 Émission par rayonnement de freinage
1.3.3 Émission par diffusion Compton inverse
1.3.4 Émission par processus hadronique
1.4 Conclusion
2 Astronomie des hautes énergies
2.1 Les sources de gamma de très hautes énergies
2.1.1 Les sources Galactiques
2.1.2 Les sources extragalactiques
2.2 Les techniques de détection
2.2.1 Astronomie spatiale
2.2.2 Astronomie au sol
II Étalonnage de l’expérience H.E.S.S
3 Le réseau de télescopes H.E.S.S
3.1 Le réseau
3.2 Phase I de H.E.S.S
3.2.1 Monture
3.2.2 Optique
3.2.3 Caméras
3.3 Phase II de H.E.S.S
3.3.1 Monture
3.3.2 Optique
3.3.3 Autofocus
3.3.4 Caméra
3.4 Le déclenchement
3.4.1 Déclenchement par télescope
3.4.2 Déclenchement du réseau
3.5 Simulations
3.5.1 Simulations des gerbes atmosphériques
3.5.2 Simulation des télescopes
3.5.3 Vers une simulation acquisition par acquisition
4 Étalonnage des cameras
4.1 Gains
4.2 Piédestal et bruit de fond du ciel
4.3 Coefficient de Flat Field
4.4 Pixels non fonctionnels
5 Étalonnage de l’information temporelle
5.1 Le temps du maximum d’intensité
5.2 Étude des acquisitions de Flat Field
5.2.1 Distribution du temps du maximum sur la caméra
5.2.2 Evolution temporelle du temps du maximum
5.3 Méthodes d’étalonnage
5.3.1 Décalage sur la caméra
5.3.2 Étalonnage affine
5.4 Application de l’étalonnage
5.4.1 Application aux acquisitions de Flat Field
5.4.2 Application aux données d’observation
6 Étalonnage optique par anneaux de muons
6.1 Efficacité optique
6.2 Modèle d’anneau de muon
6.2.1 Modèle théorique pour un télescope circulaire
6.2.2 Prise en compte de l’absorption par l’atmosphère
6.3 Méthode de reconstruction des anneaux
6.3.1 Nettoyage de l’image
6.3.2 Première sélection des muons
6.3.3 Ajustement par maximum de vraisemblance
6.4 Étude en simulation
6.4.1 Sélection des anneaux
6.4.2 Incertitudes sur l’efficacité optique des télescopes et sur la reconstruction des paramètres du muon
6.4.3 Efficacité de référence
6.4.4 Dégradation simulée des télescopes
6.5 Étude de l’efficacité optique des télescopes de H.E.S.S
6.5.1 Distribution d’efficacité optique au cours d’une acquisition
6.5.2 Suivi de l’efficacité optique au cours du temps
III Analyse des données
Conclusion

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