Rayonnement Cosmique et Astronomie γ

Le rayonnement cosmique 

Historique

En 1747, l’abbé Nollet met au point l’électroscope. À l’origine, cet instrument servait à mettre en évidence la charge électrique d’un objet. Il se compose de deux feuilles métalliques reliées à une électrode et placées dans une enceinte sous vide. Lorsque l’électrode est chargée, les feuilles se chargent à leur tour et se repoussent l’une l’autre. L’électroscope se décharge en présence d’un rayonnement ionisant, et ce d’autant plus vite que le rayonnement est intense. Au début du XXème siècle, cet instrument a permis de mettre en évidence un rayonnement ionisant présent dans l’atmosphère dont l’origine extra-terrestre a été établie par Victor Hess entre 1911 et 1913 (voir figure 1.1). Ce dernier a montré, en mesurant la vitesse de déchargement des électroscopes lors de vols en ballon, que la densité de ce rayonnement ionisant augmente avec l’altitude (Hess, 1912). Cependant, la nature de ce rayonnement n’était pas encore clairement déterminée. Certains physiciens, comme Compton pensaient qu’il s’agissait de particules chargées tandis que d’autres, comme Millikan, défendaient l’hypothèse de photons γ. La question est finalement tranchée lorsque Clay (1927) observe une dépendance de l’intensité avec la latitude, montrant ainsi que ce rayonnement est sensible à l’orientation par rapport au champ magnétique terrestre. Il s’agit donc bien de particules chargées, toutefois, le nom de “rayonnement cosmique” est resté.

En 1939, Pierre Auger (Auger et collab., 1939) met en évidence la nature secondaire des particules observées au sol. Il parvient à détecter des particules chargées en coïncidence temporelle dans des détecteurs éloignés de plusieurs dizaines de mètres. Il découvre alors les grandes gerbes atmosphériques initiées par des rayons cosmiques d’au moins 10¹⁵ eV. L’étude de ces rayons cosmiques a joué un rôle essentiel dans l’histoire des sciences. Elle a permis d’élaborer et de tester les théories naissantes de physique des particules en fournissant naturellement des particules à très haute énergie. Elle a conduit notamment à la découverte du positron (Anderson, 1933), mais aussi à celle du muon, des pions, des kaons et des particules étranges Λ, Ξ et Σ. Au début des années 1950, les physiciens des particules sont parvenus a construire des accélérateurs suffisamment puissants pour étudier et produire de nouvelles particules en laboratoire tout en contrôlant un maximum de paramètres. La communauté de la physique des hautes énergies s’est alors scindée pour étudier les particules élémentaires d’une part et l’astrophysique des hautes énergies d’autre part avec notamment comme objectifs la compréhension et l’identification des sources des rayons cosmiques. Le développement du domaine de l’astroparticule, utilisant les techniques de détection développées pour la physique des particules pour étudier les phénomènes cosmiques de très haute énergie, rapproche ces deux communautés à nouveau.

Spectre et composition

Spectre en énergie

Le spectre en énergie des rayons cosmiques est bien décrit par une loi de puissance dN/dE ∝ E −Γ sur plus de 12 ordres de grandeur en énergie et près de 32 ordres de grandeurs en flux.

Plusieurs écarts à cette remarquable régularité sont toutefois observés en fonction de l’énergie. Pour des énergies inférieures à 10¹⁰ eV, la propagation des rayons cosmiques est affectée par l’influence de la magnétosphère solaire. Entre 10¹⁰ eV et 5×10¹⁵ eV, la distribution a un indice spectral Γ de ∼ 2.7. Cette énergie caractéristique est communément appelée “genou” car on y observe une inflexion dans le spectre. Au delà de cette énergie, et jusqu’à la “cheville” située à ∼ 4 × 10¹⁸ eV, le spectre présente un indice plus mou ∼ 3.1. Il est à noter qu’un second genou a été mis en évidence aux alentours de 1017 eV. Aux énergies supérieures à la cheville, le spectre retrouve un indice de ∼ 2.7 jusqu’à une coupure autour de ∼ 5 × 10¹⁹ eV (Abraham et collab., 2010).

Il existe également une limite supérieure théorique à l’énergie maximale des rayons cosmiques observable pour les sources lointaines. Il s’agit de la coupure GZK, prédite par les physiciens Greisen, Zatsepin et Kuz’min (Greisen (1966), Zatsepin et Kuz’min (1966)), qui rend l’univers opaque aux rayons cosmiques d’énergie extrême. Les protons d’énergie supérieure à ∼ 10²⁰ eV interagissent avec les photons du fond diffus cosmologique principalement par résonance ∆ pour produire un pion et un proton. Il existe donc un horizon pour l’observation des rayons cosmiques d’ultra haute énergie. Cet horizon, qui est par ailleurs d’autant plus proche que l’énergie est élevée, est vraisemblablement responsable de la coupure observée à ∼ 5×10¹⁹ eV. L’observatoire Pierre Auger a ainsi pu mettre en évidence une anisotropie dans les directions des rayons cosmiques d’ultra haute énergie corrélée avec les directions des quasars situés à une distance inférieure à 71 Mpc (Abraham et The Pierre Auger Collaboration, 2007, voir figure 1.4). Cette corrélation trace ainsi la nature “locale” des sources des rayons cosmiques les plus énergétiques.

Composition

Le rayonnement cosmique Galactique est composé à 99% de nucléons et à 1% d’électrons. Les protons représentent la majeure partie des nucléons (89%), les noyaux d’hélium sont également présents en nombre significatif (10%) tandis que les noyaux plus lourds ne représentent que 1%. Les surabondances d’éléments comme le Lithium, le Béryllium et le Bore, par rapport à celles observées dans le système solaire (cf. figure 1.5), montrent leur origine secondaire : il s’agit de produits de spallation. Ces surabondances permettent d’estimer la quantité moyenne de matière traversée lors de la propagation des rayons cosmiques dans la Galaxie à ∼ 5−10 g cm−2 . Les isotopes radioactifs présents dans ces produits de spallation permettent quant à eux d’estimer le temps de confinement des rayons cosmiques dans la Galaxie et d’en déduire la densité moyenne du milieu dans lequel ils se propagent à 0.2 proton cm−3 . Cette densité, inférieure à la valeur moyenne dans le plan de la Galaxie (1 proton cm−3 ), montre que les rayons cosmiques ne restent pas dans le disque Galactique mais se propagent aussi dans le halo.  Le genou observé vers 5 × 10¹⁵ eV pour les protons est également observé pour les autres espèces mais à des énergies d’autant plus importantes que les éléments sont lourds. Ainsi, le régime spectral entre les deux genoux serait dû à la superposition des genoux des différents éléments et le changement de pente à 10¹⁷ eV correspondrait au genou du Fer (Kampert et collab., 2004).

Origines

Le spectre en énergie des rayons cosmiques, en loi de puissance, est caractéristique de phénomènes non thermiques. Les particules chargées sont accélérées dans des sites astrophysiques où ont lieu les phénomènes les plus violents de l’univers.

Sources potentielles

Les sources potentielles du rayonnement cosmique peuvent être déterminées en considérant l’énergie maximale des particules que ces sources seraient capables d’accélérer. De manière générale, les particules peuvent être accélérées tant que leur rayon de Larmor ne dépasse pas la taille caractéristique (R) de la zone d’accélération (voir équation 1.1), après quoi elles s’échappent. En connaissant la taille et le champ magnétique des objets astrophysiques, on peut ainsi déterminer l’énergie maximale à laquelle ils sont capables d’accélérer des particules. La figure 1.6, appelée diagramme de Hillas (Hillas, 1984), représente le champ magnétique en fonction de la taille pour différents objets astrophysiques. Dans une telle représentation, chaque énergie maximale possible peut être représentée par une droite de pente −1 (en échelle logarithmique). Les restes de supernovæ sont ainsi capables d’accélérer des particules jusqu’au genou. Pour des énergies plus importantes, il est nécessaire de s’intéresser à des objets extragalactiques comme les noyaux actifs de galaxies ou les sursauts γ .

Table des matières

Introduction
I Rayonnement Cosmique et Astronomie γ
1 Le rayonnement cosmique
1.1 Historique
1.2 Spectre et composition
1.2.1 Spectre en énergie
1.2.2 Composition
1.3 Origines
1.3.1 Sources potentielles
1.3.2 Mécanismes d’accélération des particules chargées par ondes de choc
2 L’astronomie γ
2.1 Présentation
2.2 Liens entre astronomie γ et rayonnement cosmique
2.3 Les processus de production de photons γ de très haute énergie
2.3.1 Processus leptoniques
2.3.2 Processus hadronique : Désintégration des pions neutres
2.3.3 Processus exotique : Annihilation de particules de matière noire
2.3.4 Absorption de photons par création de paires
2.4 Les détecteurs de l’astronomie γ
2.4.1 Détecteurs spatiaux
2.4.2 Détecteurs au sol
3 Les sources du rayonnement γ
3.1 Sources Galactiques
3.1.1 Le phénomène de supernova
3.1.2 Les vestiges de supernovæ
3.1.3 Nébuleuses à vent de pulsar
3.1.4 Systèmes binaires
3.1.5 Amas d’étoiles massives et vents stellaires
3.1.6 Les émissions diffuses
3.1.7 Les sources non identifiées
3.2 Les sources extragalactiques
3.2.1 Les noyaux actifs de galaxies
3.2.2 Les galaxies à sursaut de formation d’étoiles
3.2.3 Les sursauts γ
II H.E.S.S.
4 Le réseau de télescopes H.E.S.S.
4.1 Le site
4.1.1 Disposition des télescopes
4.1.2 Instruments complémentaires
4.2 Les télescopes
4.2.1 Description
4.2.2 Alignement des miroirs
4.2.3 Correction de pointé
4.3 Les caméras
4.3.1 Instrumentation du plan focal
4.3.2 Électronique
4.4 La stratégie de déclenchement
4.4.1 Objectif et principe
4.4.2 Description
4.4.3 Choix des seuils et performances
4.5 Déroulement des observations
5 Étalonnage du détecteur
5.1 Étalonnage des caméras
5.1.1 Pixels non-opérationnels
5.1.2 Dispositifs de calibration
5.1.3 Détermination des piédestaux
5.1.4 Modes communs dans les données de H.E.S.S
5.1.5 Gains
5.1.6 Correction des inhomogénéités de collection
5.2 Étalonnage de l’efficacité de collection de lumière
6 Reconstruction et analyse
6.1 Méthodes de sélection et de reconstruction
6.1.1 Simulations
6.1.2 Sélection des données utilisables
6.1.3 Méthode des moments de Hillas
6.1.4 Modèle semi-analytique
6.1.5 Autres méthodes
6.2 Estimation du bruit de fond résiduel
6.2.1 Principe
6.2.2 Estimations de l’acceptance
6.2.3 Méthodes utilisant le mode d’observation wobble
6.2.4 Méthode ON-OFF
6.2.5 Méthode Template et méthode des poids
6.2.6 Calcul de la significativité
6.3 Analyse morphologique
6.3.1 Production de cartes du ciel
6.4 Analyse spectrale
III Recherches systématiques de sources dans le plan Galactique
7 Exploration du plan Galactique avec H.E.S.S.
7.1 Stratégie(s) d’observation
7.2 Production de cartes sur le ciel
7.2.1 Cartes de significativité
7.2.2 Cartes et distributions des candidats normalisées par l’acceptance
7.2.3 Cartes de flux et de seuil de détection
7.3 Vers les plus basses énergies et un seuil de détection plus faible
7.3.1 Cartes et distributions
7.3.2 Améliorations et développements possibles
7.3.3 Apports et perspectives
7.4 Conclusions
8 Recherche d’événements transitoires
8.1 Description du test : exp-test
8.2 Mise en place du test
8.2.1 Sélection des événements
8.2.2 Correction de l’acceptance
8.2.3 Efficacité
8.2.4 Méthode des Inter Events
8.3 Test en fenêtres glissantes
8.4 Application de la méthode : production de cartes sur le ciel
8.4.1 Méthode
8.4.2 Application au champ de vue du blazar PKS 2155-304
8.4.3 Application aux données du plan Galactique
8.5 Blocs bayesiens
8.6 Test par somme cumulative
8.7 Comparaison des différents tests
8.8 Conclusions
9 Observations des vestiges de supernovæ
9.1 Évolution d’un vestige de supernova
9.2 Vestiges de supernovæ et émission de photons γ de très haute énergie
9.2.1 Vestiges jeunes
9.2.2 Vestiges en interaction avec un nuage moléculaire
9.3 Approche multi-messagers et perspectives
10 La région W49
10.1 Présentation de la région
10.2 Observations avec H.E.S.S. : analyse et résultats
10.2.1 Significativité
10.2.2 Analyse spectrale et morphologique .
10.3 Interprétations et modélisations
10.3.1 Modélisation de l’émission multi-longueurs d’onde
10.3.2 Émission possible en direction de W49A et durcissement du spectre
10.4 Conclusions et perspectives
Conclusions

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