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Les Photons: Plan

L’Univers peut etre observe dans tout le spectre electromagnetique, car ilcontient des objets qui produisent toutes les sortes de radiation.

Le type de radiation depend de la temperature des objets astronomiques etdes interactions des radiations primaires produites.

• Spectre electromagnetique

• Astronomie γ

– Mecanisme de production– Comment mesurer les γ

– Experiences∗ Satellites (CGRO, GLAST)∗ Telescopes atmospheriques (MAGIC, HESS)

– Resultats

Catherine Leluc 1–May 30, 2007 gammas

Le spectre electromagnetique

E = h ν λ =c

νavec h = 4.134× 10−21 MeV.s c = 3× 108m/s

Les rayons X sont emis dans des transitions d’electrons dans le cortege atom-ique avec EX < 100 keV, tandis que les γ sont produits dans des transforma-tions du noyau atomique avec Eγ > 100 keV.Le domaine des γ couvre ∼ 10 ordres de grandeur.Catherine Leluc 2–May 30, 2007 gammas

Le cosmos vu par

• Spectre optiqueObservatoire de Lund

• Spectre RADIOa 408 MHz, Institut deRadio astronomie

• Spectre Gammaexperience EGRET


La voie lactee vue par


Quels objets emettent quel type de radiation?


Les radiations electromagnetiques n’atteignent pas toutesla surface de la terre

L’atmosphere terrestre absorbe tres fortement les radiationselectromagnetiques a part dans la lumiere visible et infrarouge et pour lesondes radio longues. Ainsi des mesures aux autres longueurs d’onde se fontgeneralement dans l’espace au-dessus de l’atmosphere.Mais pour les γ de tres hautes energies, on peut utiliser l’atmosphere commedetecteur (Telescopes Cerenkov atmospheriques, IACT).Il faut remarquer que la region entre UV et rayons-X de 0,1 KeV n’est pasaccessible meme de l’espace car la matiere interstellaire est opaque.


Astronomie γ

L’astronomie des photons avec E > 100 KeV est globalement designee sousle nom d’astronomie γ.La borne inferieure est conventionnelle car la detection des gammas mous etdes rayons X durs releve des memes techniques. Quant a la borne superieure,on peut la fixer provisoirement a quelques dizaines de TeV, energie maximaledes γ actuellement detectes et identifies. Nous avons vu qu’entre 100 et 1000TeV, l’absorption des γ par le CMB empeche toute observation extragalac-tique.Ainsi meme en se limitant a l’intervalle 100 KeV-100 TeV, le domaine γ couvre9 ordres de grandeur en energie.Les enjeux physiques de ce domaine sont enormes: les γ - messagers neu-tres et stables - apportent des reponses au probleme de l’origine des rayonscosmiques; de plus ils nous revelent directement les phenomenes les plus vio-lents de l’astrophysique (ondes de choc de supernovae, environnement d’uneetoile a neutrons, d’un trou noir stellaire ou d’un noyau actif de galaxie (AGN))


Astronomie γ

Caracteristiques specifiques

• Flux tres faiblesLes flux decroissent tres vite avecl’energie dφ

dE ∼ E−2. Pour les γ de treshautes energies l’experience EGRET atrouve 300 sources (E > 100 MeV) etseulement 57 avec E > 1 GeV.

• Absence de focalisation

• Variabilite des sources dans ce do-mainece qui demande une surveillance con-tinue et un large champ de vue.

Avantages

Ils se propagent en ligne droitedans l’univers. Detectes surTerre ils pointent donc vers leursource.


Mecanisme de production des γ

Radiation synchrotron

La deflection de particuleschargees d’energie, E, dansun champ magnetique, B, entraineun mouvement d’acceleration,et l’electron accelere rayonneune onde electromagnetique. Lespectre en energie est continuet la puissance rayonnee estP ∼ E2 B2.

Bremsstrahlung

Une particule chargee qui estdeviee dans le champ coulombiend’une charge (noyau atomique ouelectron) emet des photons.Le spectre en energie est continuet decroit en 1/Eγ a haute energie.

Pour ces 2 phenomenes, la puissance radiee varie comme m−4, ou m estla masse de la particule. Ces phenomenes sont donc dominants pour lesparticules chargees legeres, les electrons.Catherine Leluc 9–May 30, 2007 gammas


Diffusion Compton inverse

Electrons acceleres a de hautesenergies entrent en collisionavec les nombreux photons duCMB (Eγ ∼ 250µeV, densiteNγ ∼ 400/cm3) ou des photonsde la lumiere des etoiles (Eγ ∼ 1eV, Nγ ∼ 1/cm3) et transfere unepartie de leur energie au photon.Ainsi la longueur d’onde du photondiminue (shift vers le bleu)

Desintegration du πo

La plupart des pions sont produitsa basse energie, en consequenceles photons ont typiquement 70MeV (desintegration d’une partic-ule au repos en 2 photons).



Annihilation de la matiere avec l’anti-matiere

Des particules chargees peuvents’annihiler avec leurs anti-particulesen energie.

e+ + e− → γ + γ

Si cette annihilation a lieu au repos, chacundes photons emporte une energie de 511keV correspondant a la masse au repos del’electron/positron.

Transformations nucleaires

Des isotopes radioactifs ex-istent aussi dans l’universproduits probablement lors del’explosion de supernovae.

60Co → 60Ni∗∗ +e− + νe

→ 60Ni∗ + γ(1.17MeV )

→ 60Ni + γ(1.33MeV )

Ces transformations donnentdes γ de faible energie.


Comment mesurer energie et direction des γs

• Aux plus basses energies

la diffusion Comptondomine, on utilise untelescope Compton


Comment mesurer energie et direction des γ

• A plus hautes energiesC’est la creation de paires qui domine. Les γ electriquement neutres doivent,pour etre detectes, creer de nouvelles particules chargees ou transferer del’energie a des particules chargees.

Les γ sont convertis en e+e− dans uneepaisseur de matiere et on mesurel’energie des e+/e− sortant dans uncalorimetre: Eγ = Ee+ + ee−.La direction est du photon incident estobtenue a partir de l’impulsion dese+/e−.


Comment mesurer energie et direction des γ

• A encore plus haute energieQuand le flux devient trop faible (Eγ > 100 GeV), la surface de detecteurssur satellites est insuffisante. On les detecte indirectement au sol. Ces VHEγ sont absorbes par l’atmosphere, dans ce processus il y a creation d’unecascade de particules secondaires (principalement e+ et e−) de haute energiequi emettent une radiation Cerenkov a un angle caracteristique. Ces pho-tons Cerenkov ont une energie dans le visible et l’UV, photons qui passent atravers l’atmosphere. On peut les observer a la surface de la Terre grace a degrands miroirs paraboliques qui reflechissent cette lumiere sur un ensemblede PM/CCD qui collectent au point focal du miroir.

Experience HESS/MAGIC


Sources ponctuelles

Les premieres mesures des γ galactiques ont commence avec le satelliteSAS-2 de la NASA qui a fonctionne 6 mois entre 1972 et 1973. Il a permis demesurer l’emission γ diffuse de notre galaxie et le fond diffus extragalactique etde decouvrir 3 sources ponctuelles: la nebuleuse du Crabe, Vela et Geminga.Entre 1975 et 1982, le satelitte COS-B de l’Agence Spaciale Europeenne afourni un catalogue de 25 sources dont une seule, le quasar 3C273 (quasi-stellar radio source), etait extragalactique.Ces sources sont relativement stables et produisent des γ ayant des energiespouvant aller jusqu’a plusieurs TeV.


Sources ponctuelles: experiences recentes


Experiences satellites: CGRO

Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) a ete lance en Avril 1991 et aete detruit par une rentree dans l’atmosphere en Juin 2000. Il comportait 4instruments:

Instrument Energy Range(MeV) Field of view Source LocationBATSE 0,03-1,2 4π sr ∼ 2o

OSSE 0,06 -10 4o × 11o -COMPTEL 1-30 1 sr ∼ 10 arcmin

EGRET 20-30000 0,6 sr ∼5 arcmin


Experiences satellites: EGRET

• Un compteur a scintillation en forme de domeconstitue le veto anti-cosmique.• Les γ incidents se convertissent en pairese+e− dans les minces feuilles de tantale(epaisseur 90µm, soit 0,02 longueurs de ra-diation) inserees entre les plans de detectionfaiblement espaces de la partie superieure dela chambre a etincelles.• Les plans de scintillateurs encadrant la par-tie inferieure de la chambre a etincelles serventau declenchement et a la mesure de temps devol.• un calorimetre a NaI (8,5 longueurs de radia-tion) mesure l’energie residuelle de la cascadeapres traversee de la chambre a etincelles.



Le fond diffus, principalement galactique, provient des interactions des rayonscosmiques charges dans le milieu interstellaire. Pour trouver les sourcesponctuelles, on soustrait la contribution de l’emission diffuse en modelisantcette derniere. Les contributions au fond diffus de γ proviennent des inter-actions des electrons (bremsstrahlung et effet compton inverse) et des noy-aux (π0 → 2γ). Pour ne pas trop dependre des details du modele d’emissiondiffuse, on exige une significance statistique d’au moins 5σ pour inclure unesource dans le catalogue.



300 sources identifiees dont 66 noyaux actifs de galaxies d’origine extragalac-tique, mais 170 ne sont pas identifiees a un objet connu.


Experiences satellites: GLAST


Experiences satellites:Comparaisom


Experiences au sol: MAGIC

Appareillage

• Atmospheric Imaging Telescope(AIC), avec une surface paraboliquefaite de 1000 miroirs (49,5 cmx 49,5 cm) de 236 m2, 17 mde diametre et 576 PMs ultra-sensibles, installe sur les mon-tagnes de l’ile de Palma 2000m.

• En fonctionnement depuis 2004.Un 2eme AIC en construction

• Mesure avec un seuil en energieplus bas que tous les autrestelescopes γ (70 GeV).

• Temps moyen de repositionnement40s (poids total de 40 tonnes) pourrepondre au signaux d’alarme degamma ray bursts.


Experiences au sol: MAGIC

Physics

• Sources extra-galactiques: Activegalactic nuclei (AGN)La plupart des galaxies ont un cen-tre actif dans lequel un trou noirsupermassif est en formation (Mkn180, blazar Mkn 421, Mkn 501)

• Sources galactiquesEtude du spectre de supernovaeremnants (SNR)

• Gamma Ray Bursts9 sources ont ete suivies, pas de ra-diation VHE observee


Experiences au sol: HESS


Noyaux Actifs de Galaxie (AGN)

La detection de γ de 100 MeV en provenance d’AGN avec red shift 0, 03 < z <2.2 a genere grand interet. La plupart de AGN sont des blazars. On penseque les AGN sont des trous noirs tres massifs (∼ 108 masse solaire). Deviolents processus pres du trou noir peuvent parfois generer 2 jets relativistes,diametralement opposes, emamant du trou noir. Blazars sont des AGN pourlesquels l’un de ces jets pointe en direction de la Terre. L’un de ceux-ci est3C279 a z = 0.538 qui est particulierement brillant et variable. Le flux maximumest ∼ 2γ m−2 mn−1.


Restes de Supernovae (SNR)

Dans des explosions de supernovae (type II et Ia), le nuage de gaz s’etendet un noyau tres dense se forme; ce noyau est soit une etoile a neutron enrotation ou un trou noir.La nebuleuse du Crabe - reste de l’explosion observee en Chine en 1054,situee a 6000 an.l du soleil et large de 10 an.l actuellement - est un pulsar,car elle tourne a 30 Hz et pulse dans le domaine des rayon-X (keV - MeV). Onl’observe aussi dans le domaine optique et UV. Le Crabe emet aussi des VHEγ (> 100 GeV) avec un taux relativement constant.


Gamma-Ray Bursts (GRB)

L’existence de flares rapides de γ provenant de toutes les directions, sansassociation aucune avec des objets astronomiques connus, est connue depuis1960. BATSE a montre que les ∼1600 GRB detectes peuplaient toutes lesdirections egalement, ce qui semblait indiquer que les GRBs sont d’origineextra-galactique. C’est le satellite BeppoSAX en 1997, grace a sa meilleuredetermination de la source (2 arcminutes), qui a permis aux telescopes op-tiques de determiner sa distance z = 0.835 (from Mg et Fe absorption).Les gamma-ray bursts sont parmi les plus energetiques objets connus (1051

ergs (ou 1044 J) creant de violentes ondes de choc lorsque la matiere del’explosion entre en collision.

Les emissions sont de tres courteduree, qqs millisecondes a 100 secon-des, ayant chacune une evolution entemps differente. Parfois un afterglowest observe dans le domaine optiqueou rayons-X apres un long delai.A ce jour, plusieurs milliers de GRB ontete etudies par BATSE, SWIFT, INTE-GRAL.Catherine Leluc 32–May 30, 2007 gammas

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