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Le ciel à découvert

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Jean Audouze

Sixième partie. De nouveaux regards sur le ciel

28. L’astronomie gamma

Jacques Paul

Texte intégral

L’astronomie de l’extrême

1L’astronomie, science du regard, est fondée pour l’essentiel sur la collecte des ondes électromagnétiques rayonnées par les corps célestes. Les explorations menées in situ restent l’apanage du seul Système solaire. Quant aux études conduites par le truchement d’autres messagers (neutrinos, ondes gravitationnelles, etc.), elles n’en sont encore qu’à leurs débuts.

  • 1 Décade désigne ici tout intervalle du spectre électromagnétique dont les bornes en fréquence (ou e (...)

2L’astronomie γ utilise les ondes électromagnétiques dont les longueurs d’onde sont les plus courtes – autrement dit, les photons les plus énergétiques (encart 1). La délimitation entre rayonnements X et γ, découverts et dénommés bien avant que soit reconnue leur nature électromagnétique, est encore mal définie. Dans la littérature scientifique, leur chevauchement se prolonge en effet sur plus d’une décade1. Est ainsi qualifié de γ tout photon émis quand le noyau d’un atome passe d’un niveau d’excitation donné vers un niveau inférieur ; il s’en trouve donc dont l’énergie est de l’ordre de quelques keV. De même, est qualifié de X tout photon émis lors d’une transition atomique impliquant une couche électronique fortement liée. Il y aurait donc des photons X emportant bien plus d’énergie que certains photons γ ! La confusion est encore plus grande s’agissant de mécanismes émissifs à spectres continus, comme ceux que l’on rencontre dans la plupart des sites cosmiques.

Encart 1 : Les photons γ
À l’instar de la lumière et de tous les rayonnements électromagnétiques, le rayonnement γ présente simultanément des propriétés d’ondes et de particules. Mais s’agissant des rayons γ, les aspects corpusculaires l’emportent sur les aspects ondulatoires. Le rayonnement γ est donc le plus souvent perçu comme fait de particules, les photons, caractérisés par l’énergie qu’ils emportent. Cette énergie s’exprime en électronvolt (eV), une unité définie comme l’énergie acquise par une particule de charge électrique égale à la charge élémentaire accélérée par une différence de potentiel d’un volt (1 eV = 1,6 10-19 joule). En pratique, on utilise plutôt les multiples usuels de l’électronvolt : le kiloélectronvolt, symbole keV (1 keV = 103 eV) ; le mégaélectronvolt, symbole MeV (1 MeV = 106 eV) ; le gigaélectronvolt, symbole GeV (1 GeV = 109 eV) ; le téraélectronvolt, symbole TeV (1 TeV = 1012 eV) ; le pétaélectronvolt, symbole PeV (1 PeV = 1015 eV).

3Pour des raisons de clarté, il est donc nécessaire de tracer entre les domaines X et γ une limite en énergie indépendante de tout processus émissif. Dans ce qui suit, seront ainsi qualifiés de γ tous photons dont l’énergie dépasse 30 keV, soit pour l’onde électromagnétique associée une fréquence de 7,254 1018 Hz ou une longueur d’onde de 4,133 10-11 m. En dépit de son caractère arbitraire, cette limite traduit une certaine réalité astrophysique. Alors que des processus thermiques expliquent l’émission de presque tous les astres actifs de l’infrarouge jusqu’aux rayons X, l’astronomie γ partage avec celle des ondes radio la particularité de collecter des rayonnements issus pour l’essentiel de mécanismes non thermiques mettant en jeu des particules relativistes – accélérées à des vitesses proches de celle de la lumière.

4Bien que le domaine γ ne soit pas borné aux très hautes énergies, le champ d’étude de l’astronomie γ ne s’étend pas aujourd’hui au-delà de 10 PeV. Le domaine γ se développe donc sur une douzaine de décades, autant que tous les autres domaines spectraux utilisés de nos jours pour des observations astronomiques. Les spécialistes ont subdivisé un si vaste domaine en plusieurs bandes spectrales en fonction des contraintes de détection propres à chacune d’elles. La bande des basses énergies rassemble sur plus de deux décades les photons γ d’énergie inférieure à 10 MeV que l’on détecte grâce aux électrons arrachés aux atomes des milieux détecteurs. À plus haute énergie, là où on ne peut identifier les photons γ que par le truchement de la paire électron-positon qu’ils engendrent au sein des atomes, on reconnaît deux bandes spectrales distinctes. La bande des hautes énergies s’étend jusqu’à 50 GeV. Les observations dans ce registre spectral doivent être menées depuis l’espace. La bande des très hautes (ou ultrahautes) énergies est celle des photons γ si énergétiques qu’ils sont détectables depuis le sol. Elle se développe sur six décades, jusqu’à une limite au-delà de laquelle il devient difficile de détecter les photons γ cosmiques en raison de leur extrême rareté.

L’astronomie de l’impossible

5De toutes les astronomies, celle des rayons γ est sans conteste l’une des plus ardues. Pour observer le ciel dans ce domaine spectral, les astronomes accumulent en effet les handicaps. Le plus sévère tient à la nature même des rayons γ. Avec une longueur d’onde bien inférieure aux distances entre les atomes, le rayonnement γ ne peut pas être aisément réfléchi ou réfracté. Il ne se prête donc pas aux combinaisons de miroirs en usage dans tous les autres domaines spectraux. Il est certes envisageable de mettre œuvre des dispositifs aptes à concentrer le rayonnement au-delà de 10 keV (encart 2), mais ils en sont encore au stade d’avant-projets. Collecter un signal exploitable dans le domaine γ passe encore par l’accroissement de la taille des détecteurs, et partant de leur masse, d’où des problèmes insurmontables quand il faut opérer dans l’espace.

Encart 2 : Concentrer le rayonnement γ ?
Concentration par réflexion. Dans le domaine des rayons X, où la réflexion du rayonnement est virtuellement impossible sous incidence normale, on concentre efficacement le rayonnement avec des combinaisons de miroirs à incidence rasante. Étendre cette pratique à plus haute énergie passe par l’augmentation de la distance focale des miroirs. Pour un dispositif spatial, ces grandes distances focales impliquent soit des structures pouvant être déployées une fois en orbite, soit des véhicules spatiaux évoluant en formation, deux techniques très difficiles à mettre en
œuvre.
Concentration par diffraction. La trajectoire d’une onde électromagnétique change après traversée d’une ouverture. Ce phénomène de diffraction, qui se produit à toutes longueurs d’onde, n’est appréciable que si la taille de l’ouverture n’est pas très grande comparée à la longueur d’onde du rayonnement incident. Dans la mesure où les mailles des réseaux cristallins sont de l’ordre d’un nanomètre, les cristaux sont tout à fait capables de diffracter les rayonnements à très courtes longueurs d’onde. On a ainsi mis au point une véritable lentille à rayons γ formée d’une succession d’anneaux concentriques sur lesquels sont montées des centaines de cristaux orientés de telle manière que chacun d’eux diffracte le rayonnement incident vers un même point focal (von Ballmoos et Smither, 1994). L’inconvénient majeur des concentrateurs de ce type, à savoir la variation de la distance focale en fonction de l’énergie du rayonnement incident, ne devrait pas entamer leur potentiel, s’agissant par exemple de rechercher les émissions monochromatiques des sources ponctuelles.

6Autre handicap inéluctable, la grande énergie qu’emporte chaque photon γ. À puissance rayonnée égale, un astre actif dans le domaine γ produit donc beaucoup moins de photons. Et comme la surface collectrice des instruments γ reste en général fort modeste pour les raisons détaillées ci-dessus, il faut des temps d’observation démesurément longs pour recueillir une quantité significative de photons γ. Troisième handicap, l’atmosphère terrestre fait écran à tous les rayonnements de haute énergie. Les instruments γ doivent donc être embarqués à bord de véhicules spatiaux avec les contraintes de taille et de poids propres à tout équipement opérant dans l’espace. S’y ajoute le fait que les instruments sont alors plongés dans des flux intenses de particules. En premier, bien sûr, le rayonnement cosmique. Mais il y a aussi les particules piégées dans les ceintures de radiation et celles relâchées lors des éruptions solaires. Or si une particule accélérée à haute énergie pénètre un détecteur γ, elle produit un signal souvent semblable à celui d’un authentique photon γ. Le bruit de fond qui en résulte, très difficile à atténuer même au prix de blindages très massifs, condamne les observations dans le domaine γ à s’apparenter à des observations dans le visible qui seraient menées en plein jour ! Toutefois, si l’atmosphère terrestre constitue un écran infranchissable pour les photons γ, c’est que ces derniers interagissent à très haute altitude avec les atomes de l’air. Comme décrit par la suite, ces interactions produisent des effets détectables depuis le sol. S’ouvre ainsi le domaine prometteur de l’astronomie γ à très haute énergie qu’il n’est pas possible de pratiquer dans l’espace en raison de la rareté des photons γ les plus énergétiques.

La longue gestation de l’astronomie γ

7La détection fortuite de sources célestes bien plus brillantes qu’escompté a marqué l’origine de deux astronomies loin du visible : celle des ondes radio en 1933 et celle des rayons X, en 1962. Dès le début des années 1950, la recherche de sites cosmiques aptes à rayonner dans le domaine γ a été au contraire au centre des préoccupations de toute une génération de physiciens persuadés, à juste titre, que les processus nucléaires jouaient un rôle majeur dans l’Univers. Pendant de longues années, l’astronomie γ ne reposa donc que sur des considérations purement théoriques, dont les prédictions s’avérèrent assez précises si l’on s’en tient à la nature des sources, mais d’un optimisme excessif, s’agissant de leur éclat. Au cours des années 1950, ces prédictions avaient tout naturellement tiré parti des premières découvertes de la radioastronomie. Par exemple, quand les radioastronomes décelèrent la présence de grandes quantités d’hydrogène atomique dans tout le disque galactique, Hayakawa (1952) envisagea aussitôt l’émission γ qui devait inévitablement résulter de l’interaction des rayons cosmiques avec toute cette matière interstellaire. Quelques années plus tard, recensant les sites qu’il jugeait alors les plus aptes à rayonner dans le domaine γ, Morrison (1958) mentionna le Soleil, la nébuleuse du Crabe, ce vestige de supernova que les radioastronomes avaient détecté dès 1949, ainsi qu’une autre radiosource, Cygnus A, découverte tout à fait fortuitement en 1944.

8Dès les débuts de l’exploration spatiale, ballons stratosphériques, fusées sondes et satellites furent mis à contribution pour détecter les photons qui devaient jaillir en abondance de ces sources potentielles de rayonnement γ, mais en vain. L’insuccès de ces premières tentatives s’explique en partie par la taille des détecteurs, trop petits pour collecter assez de photons émis par des sources γ dont les débits d’énergie avaient été largement surestimés. Mais ces échecs répétés eurent aussi pour cause le fait de n’avoir pas évalué à sa juste mesure le bruit de fond que les particules énergétiques généraient au sein des détecteurs. À signaler cependant la première détection d’un rayonnement γ cosmique, à savoir celle d’une bouffée de photons enregistrée lors de l’éruption solaire du 20 mars 1958 (Peterson et Winckler, 1959). L’observation fut conduite avec un détecteur sensible aux photons de 100 keV et plus, embarqué à bord d’une nacelle portée par ballon stratosphérique. Dix ans s’étaient déjà écoulés depuis le lancement de Spoutnik 1, quand à l’occasion d’une des premières revues exhaustives consacrée à l’astronomie γ, Fazio (1967) reconnaissait qu’en raison de sévères handicaps expérimentaux, on n’avait toujours pas réussi à détecter avec certitude le moindre photon γ émanant de sites localisés au-delà du Système solaire. Or à la même époque, l’inventaire des sources de rayons X était déjà fort de plusieurs spécimens.

  • 2 Le terme de télescope désigne ici tout appareil destiné à l’observation astronomique, que son opti (...)

9Un an plus tard, c’était le véritable début de l’astronomie γ. En 1968 en effet, une équipe américaine annonçait la découverte de l’émission γ à haute énergie de la Galaxie (Clark et al. 1968), obtenue à la suite des balayages de la voûte céleste menés pendant seize mois avec un télescope2 rudimentaire monté à bord du satellite américain OSO 3. La rusticité de l’instrument n’avait pas permis de préciser l’origine des quelques centaines de photons γ de haute énergie recueillis en direction de la Voie lactée, au-delà du fait qu’ils se concentraient dans la direction des régions centrales de la Galaxie. La même année, on apprenait qu’une expérience américaine, embarquée le 4 juin 1967 à bord d’une nacelle portée par ballon stratosphérique, avait détecté dans la direction de la nébuleuse du Crabe un flux de photons γ de basse énergie (Haymes et al. 1968). Dans les mois suivants, les radioastronomes ayant annoncé la découverte d’un pulsar radio au sein de cette même nébuleuse du Crabe, un nouvel examen des temps d’arrivée des photons γ détectés en juin 1967 révéla une périodicité en phase avec celle observée dans le domaine radio (Fishman et al. 1969). Peu après, une équipe franco-italienne obtenait un résultat similaire dans la bande des hautes énergies, à la suite d’une série d’observations en ballon menées de 1969 à 1970 avec un télescope à effet de paires (Leray et al. 1972).

10Ce premier cycle de découvertes s’acheva en 1973 quand une équipe américaine annonça que plusieurs satellites Vela, lancés par les États-Unis pour contrôler le respect du traité sur l’interdiction des essais nucléaires dans l’atmosphère, avaient capté à plusieurs reprises l’arrivée d’un flux soudain de photons γ d’origine extraterrestre (Klebesadel et al. 1973). Après plus d’une décennie d’investigations spatiales infructueuses, on était parvenu en cinq ans à peine à détecter l’émission γ du disque galactique et celle de la nébuleuse et du pulsar du Crabe, les sites célestes parmi les plus souvent évoqués comme devant rayonner dans le domaine γ. La voie était alors ouverte aux explorations plus approfondies, à commencer par celle de l’émission γ galactique à haute énergie. Deux satellites, l’américain SAS 2, lancé en novembre 1972, et l’européen COS B, lancé en août 1975, ont alors balayé la Voie lactée au moyen de télescopes à effet de paire, aptes à localiser avec une précision d’environ un degré les sources de photons γ de haute énergie. En dépit d’une durée de vie écourtée par une panne, SAS 2 parvint à révéler les grands traits de l’émission γ de la Galaxie (Fichtel et al. 1975). Après sept années en orbite, COS B a fourni une image beaucoup plus détaillée de cette émission galactique (Mayer-Hasselwander et al. 1982), assortie d’un catalogue de sources γ où figurent deux pulsars radio ainsi qu’un quasar proche, le premier noyau actif de galaxie jamais détecté dans la bande des photons γ de haute énergie (Swanenburg et al. 1981).

11La bande des basses énergies ne fut que plus tardivement l’objet d’explorations approfondies. Il y eut d’abord une série de balayages de la voûte céleste, entrepris au moyen d’un détecteur opérant à bord du satellite américain HEAO 1 lancé en juin 1977. Avec son champ de vue restreint par un collimateur à petite ouverture, cet appareil a fourni un premier catalogue de sources de photons γ de basse énergie, dont un grand nombre avait déjà été identifié dans le domaine des rayons X, à commencer par quelques noyaux actifs de galaxie (Levine et al. 1984). À la même époque, un spectromètre γ entreprenait à son tour une série de balayages du ciel. Conçu pour mesurer avec une grande précision l’énergie des photons γ de basse énergie, cet appareil était monté à bord du satellite américain HEAO 3 lancé en septembre 1979. Il permit de repérer dans la direction du centre galactique un rayonnement d’annihilation de positons (Riegler et al. 1981), découvert peu auparavant par un spectromètre porté par un ballon stratosphérique (Leventhal et al. 1978). Il rendit également possible la découverte d’une raie γ nucléaire émise dans la direction des régions centrales de la Galaxie, la première à être détectée en provenance d’un site localisé au-delà du Système solaire (Mahoney et al. 1984).

Encart 3 : Processus interactifs des photons γ
Effet photoélectrique. Processus par lequel un photon éjecte un électron lié à un atome du milieu détecteur et lui communique toute son énergie.
Diffusion Compton. Phénomène découvert en 1923 par le physicien américain Arthur Compton dans lequel un photon éjecte un électron lié à un atome du milieu détecteur en ne lui cédant qu’une partie de son énergie. Le photon, qui se retrouve avec une énergie plus faible, est dévié de sa trajectoire initiale d’un angle d’autant plus grand que sa perte d’énergie est élevée. Tout naturellement, le phénomène inverse conduit à la production de photons de haute énergie quand des électrons de haute énergie entrent en collision avec de photons de basse énergie.
Effet de paire. Pour peu que l’énergie qu’il emporte soit supérieure à deux fois l’énergie de masse de l’électron, un photon γ est en mesure de matérialiser une paire électron-positon dans le champ électrique intense qui règne au voisinage d’un noyau atomique. La somme des énergies des deux particules ainsi crées est pratiquement égale à l’énergie du photon γ incident. Dans un système de référence lié au photon, électron et positon se propagent dans deux directions opposées perpendiculaires à la trajectoire du photon. Pour un observateur extérieur, les règles de la Relativité font que les deux particules s’alignent d’autant plus le long de la trajectoire du photon que ce dernier emporte une grande quantité d’énergie.

12Après des années de disette, causée entre autres raisons par le désastre de la navette spatiale Challenger, les années 1990 ont vu s’épanouir une moisson de résultats scientifiques grâce à une nouvelle génération de détecteurs γ. Au premier rang, le télescope français Sigma, lancé en décembre 1989 à bord du satellite russe Granat, et les appareils placés à bord de CGRO, l’Observatoire à Rayons Gamma Compton, mis en orbite en avril 1991. À la même époque, les premières sources de rayonnement γ de très haute énergie étaient détectées grâce à des observations menées depuis le sol. La voie était ainsi tracée aux grands télescopes qui poursuivent aujourd’hui l’inventaire du ciel γ.

Des télescopes à nuls autres pareils

13À basse énergie, un photon γ interagit avec un atome d’un milieu détecteur en lui arrachant un électron, soit par effet photoélectrique, soit par diffusion Compton ; à plus haute énergie, le photon se matérialise plutôt en une paire électronpositon (encart 3). Dans tous les cas, tout ou partie de l’énergie du photon incident est transférée à des électrons. Du coup, les dispositifs expérimentaux propres à l’astronomie γ sont avant tout des arrangements d’appareils aptes à mesurer certains paramètres physiques (énergie, direction) des électrons produits par l’interaction des photons γ dans les détecteurs. Mais pour pratiquer une véritable astronomie, encore faut-il estimer le plus précisément possible les points de la voûte céleste d’où proviennent les photons γ incidents.

14Au prix d’un pouvoir séparateur médiocre (quelques degrés), on peut estimer la direction d’arrivée des photons γ de basse énergie en les canalisant au moyen d’un collimateur monté dans le champ de vue du détecteur. Observer plus finement à basse énergie impose le recours à des techniques d’imagerie mettant en œuvre un assemblage d’éléments opaques et transparents qui module le rayonnement reçu par le milieu détecteur. Adoptée pour la première fois dans l’espace par le télescope français Sigma opérant à bord de Granat (Paul et al. 1991), cette technique, dite des ouvertures codées (encart 4), s’est avérée bien adaptée aux observations dans la bande des rayons γ de basse énergie. Elle est à la base des deux grands télescopes γ qu’emporte le satellite Integral, le grand observatoire à rayons γ de l’Agence Spatiale Européenne (figure 1).

Encart 4 : Les dispositifs à ouverture codée
En perçant un trou dans la face avant d’une boîte constituée d’un matériau opaque et en disposant une plaque sensible aux photons sur la face opposée, on réalise une chambre photographique très primitive mais qui permet de former des images d’autant plus nettes que le trou est petit. Rien n’empêche de transposer dans le domaine γ ces chambres noires qu’utilisèrent les premiers photographes. Il suit pour cela d’utiliser un matériau apte à bloquer le rayonnement γ (comme le plomb ou le tungstène), et de remplacer l’émulsion photographique par une caméra γ, un détecteur permettant de mesurer la position du point d’impact de chaque photon γ. On accroît la luminosité des images sans perdre en finesse en perçant la face avant d’un grand nombre de trous, disposés suivant un code précis. Ce dernier est choisi afin de décoder l’image complexe ainsi formée par cette multitude de trous à l’aide de l’algorithme mathématique le plus simple possible.

15L’étude détaillée du processus interactif permet d’estimer la direction d’origine des photons γ, dès lors que ces derniers interagissent par diffusion Compton ou par effet de paire. Montée à bord de CGRO, l’expérience Comptel (Schönfelder et al. 1993) permettait d’estimer la direction d’origine des photons dont l’énergie tombait dans la bande des basses énergies en tirant parti de la mesure des paramètres de la diffusion Compton des photons en question. Mais dès que l’on aborde le domaine des hautes énergies, il faut s’en remettre à l’effet de paire qui mieux encore que la diffusion Compton se prête à la réalisation d’instruments aptes à reconstituer la direction d’origine du photon incident. Les dispositifs à effet de paire tirent parti du fait que les trajectoires de l’électron et du positon matérialisées lors de l’interaction s’écartent assez peu de celle du photon incident quand l’énergie de ce dernier est largement supérieure à l’énergie de masse de l’électron. L’estimation de la trajectoire des particules générées par effet de paire offre donc l’opportunité d’estimer celle du photon γ incident avec une précision qui s’accroît en fonction de l’énergie du photon. Toutes les grandes missions spatiales dévolues à l’astronomie γ à haute énergie ont donc mis en œuvre des télescopes à effet de paire. Après ceux montés à bord de SAS 2, de COS B et de CGRO, le dernier en date utilisant ce principe est le télescope Lat (Atwood et al. 2009), embarqué à bord du satellite Fermi de la NASA (figure 2).

Fig. 1 – Vue en image de synthèse du satellite Integral. Le satellite Integral a été lancé le 17 octobre 2002 par une fusée russe Proton tiré du Cosmodrome de Baïkonour, au Kazakhstan. Integral a ensuite rejoint une orbite très elliptique pour échapper le plus possible à l’environnement pernicieux des ceintures de radiation. La plateforme spatiale embarque deux grands dispositifs à ouverture codée opérant tous deux dans la bande des rayons γ de basse énergie. Au premier plan : le spectromètre Spi chargé de la spectroscopie γ à très haute résolution ; à l’arrière : le télescope Ibis apte à fournir des images γ à haute résolution angulaire. (ESA)

16C’est également par effet de paire que les photons γ de très haute énergie interagissent avec les hautes couches de l’atmosphère. À leur entrée dans l’air, ils produisent une paire électron-positon qui emporte la quasi-totalité de l’énergie du photon incident. Les deux particules de la paire sont suffisamment énergétiques pour produire à leur tour une gerbe de particules relativistes. Plus l’énergie du photon incident est élevée, plus ces particules secondaires sont contenues dans un cône de plus en plus étroit, et plus cette gerbe s’aligne au mieux le long de la direction d’arrivée du photon γ incident. Dans la plupart des cas, ces gerbes de particules s’épuisent avant d’atteindre le sol. Mais en se propageant dans l’air, ces particules relativistes porteuses d’une charge électrique produisent un pinceau de rayonnement de nature Tcherenkov (encart 5). En atteignant le sol, ce pinceau de lumière imprime un cercle d’éclairement d’une centaine de mètres de rayon dont la détection est à la portée de grands miroirs conventionnels. Il est alors possible d’estimer la direction de propagation de la gerbe de particules à l’origine du pinceau de lumière Tcherenkov et partant, la direction d’origine du photon γ incident. C’est ainsi que l’astronomie des rayons γ de très haute énergie peut se pratiquer au sol, et comme c’est l’atmosphère qui joue les détecteurs, il n’y a plus de problème de surface collectrice.

17Dès les premiers balbutiements de l’astronomie γ, de nombreux dispositifs avaient été mis en œuvre pour capter ce rayonnement Tcherenkov censé renseigner sur les photons cosmiques de très haute énergie. Mais ce n’est qu’à la fin des années 1980 que cette pratique a obtenu ses premiers résultats probants, grâce aux observations menées avec un grand miroir de dix mètres de diamètre sur le site de l’observatoire Whipple, en Arizona (Weekes et al. 1989). Au foyer de ce miroir, une caméra dont la surface sensible était faite d’une juxtaposition de photomultiplicateurs nécessaires pour obtenir l’image de ces flashs de lumière Tcherenkov, à la fois très évanescents et d’un éclat des plus faibles. Après de très longues années de frustration, c’était le grand début de l’astronomie γ au sol. La planète s’est alors couverte de télescopes propres à faire les images des pinceaux de lumière Tcherenkov signalant les arrivées des photons γ cosmiques de très haute énergie. Le dispositif le plus abouti en la matière est aujourd’hui le réseau de télescopes Hess (figure 3), fruit d’une collaboration internationale où des laboratoires allemands et français jouent les premiers rôles (Bernlöhr et al. 2003).

Fig. 2 – Vue en image de synthèse du satellite Fermi. Le satellite Fermi a été lancé le 11 juin 2008 par une fusée Delta II tirée de Cap Kennedy, en Floride, sur une orbite circulaire basse. La plateforme spatiale emporte le grand télescope à effet de paire Lat d’une sensibilité inégalée au moyen duquel les astronomes γ se proposent d’explorer des années durant la voûte céleste dans la bande des rayons γ de haute énergie. (NASA et General Dynamics)

Encart 5 : L’effet Tcherenkov
Lorsqu’une particule chargée se propage dans un milieu qui ne peut pas conduire le courant électrique, elle attire ou repousse selon son signe les électrons des atomes qui se trouvent sur son passage. Pendant un court moment, le milieu traversé est alors polarisé, jusqu’à ce que les atomes retrouvent leurs configurations initiales. S’agissant d’une particule relativiste, le champ de polarisation prend une forme allongée le long de la trajectoire de la particule en question et produit alors une bouffée de rayonnement électromagnétique dont la longueur d’onde tombe dans l’ultraviolet et la partie bleue du domaine visible. Dans le cas d’un milieu transparent, il existe un angle d’observation, proche de la trajectoire de la particule, pour lequel les ondes provenant des différents points de la trajectoire forment un front cohérent. Un tel effet de sillage s’apparente au « bang » que produit un avion qui se déplace plus vite que la vitesse du son dans l’air. Le physicien russe Pavel Tcherenkov a été le premier à fournir de cet effet une description rigoureuse.

18En dépit de toutes les contraintes ayant limité son essor, l’astronomie γ n’en reste pas moins le moyen privilégié – parfois le seul – pour découvrir et étudier les sites du cosmos où se produisent les plus grands transferts d’énergie. Il s’agit par exemple de tous les événements explosifs affectant les étoiles, des processus d’éjection de matière à des vitesses relativistes, des phénomènes d’accélération de particules, des chutes de matière sur des objets ultra-denses, des annihilations de particules et d’antiparticules. Et comme ils réunissent souvent les conditions propres à la synthèse des éléments, les sites en question sont aussi amenés à jouer un rôle déterminant dans l’évolution de l’univers. On trouvera ci-après un inventaire succinct des résultats les plus saillants à porter au crédit de l’astronomie γ, à l’exception de ceux relatifs aux sursauts γ, les phénomènes explosifs les plus violents de l’univers abordés par ailleurs (voir chapitre 10).

Fig. 3 – Vue du réseau Hess. Le réseau de télescopes Hess, acronyme pour High Energy Stereoscopic System (système stéréoscopique pour les hautes énergies), s’étend à l’ouest de la ferme Göllschau, en Namibie, un site adopté en raison de la qualité de l’atmosphère dans cette région de hauts plateaux semi-désertiques. Le réseau comporte quatre miroirs paraboliques, chacun d’une surface collectrice de 100 m2, disposés à 120 m l’un de l’autre. Une caméra groupant 960 photomultiplicateurs de petite taille est montée au foyer de chaque réflecteur. (Collaboration Hess)

Sources γ d’origine stellaire

19Si l’on excepte les bouffées de photons γ produites par le Soleil, toutes les émissions γ d’origine stellaires répertoriées à ce jour concernent les stades ultimes de l’évolution de certaines étoiles : les supernovæ, leurs vestiges et leurs résidus compacts, étoiles à neutrons et trous noirs stellaires.

20 Le Soleil. L’émission γ solaire n’est observée qu’en phase éruptive. Son spectre présente une composante continue qui s’étend parfois au-delà de 100 MeV et qui résulte de l’interaction de particules accélérées par l’éruption. Il s’y superpose parfois un spectre de raies γ plus ou moins élargies. Les plus intenses sont les raies de désexcitation nucléaire à 4,44 et 6,13 MeV résultant de la diffusion inélastique de protons énergétiques sur des noyaux de carbone et d’oxygène, la raie de capture neutronique à 2,22 MeV et la raie à 511 keV d’annihilation des positons.

21 Les explosions de supernovae. Comme détaillé dans le chapitre 9, elles sont réputées synthétiser maints isotopes radioactifs. Le plus abondant dans les mois qui suivent l’événement est le nickel-56, dont la désintégration en fer-56 produit deux raies γ à 847 keV et 1,24 MeV. La détection de cette émission de raie en direction de SN 1987a (Tueller et al. 1990), a permis à l’astronomie γ de confirmer les théories sur la nucléosynthèse explosive (voir chapitres 9 et 12).

Fig. 4 – Le vestige de la supernova RX J1713.7-3946. L’échelonnement des couleurs (du bleu au rouge en passant par le vert et le jaune) traduit l’intensité croissante des flux de photons γ d’énergie supérieure à 0,8 TeV collectés par le réseau de télescopes Hess, tandis que les contours représentent la brillance de surface de l’émission de rayons X telle que mesurée par le satellite japonais ASCA dans la bande 1-3 keV. D’après Aharonian et al. 2004

22 Les vestiges de supernovae. Sites réputés propres à abriter des mécanismes efficaces d’accélération de particules, les vestiges de supernova ont toujours été des cibles de choix pour l’astronomie γ. En la matière, les observations menées dans la bande des très hautes énergies ont été les plus probantes pour attester que des processus d’accélération de particules sont bien à l’œuvre dans certains vestiges de supernova, comme en témoigne l’observation de RX J1713.7-3946 par le réseau de télescopes Hess (Aharonian et al. 2004). L’image composite de cette source (figure 4) montre en effet que les zones les plus intenses d’émission γ à très haute énergie coïncident avec celles d’intense émission de rayons X, supposée produite par le rayonnement synchrotron d’électrons accélérés à plus de 100 TeV. Les vestiges de supernova pas trop vieux contiennent des noyaux radioactifs à longue période synthétisés au cours de l’explosion. C’est ainsi que la signature du titane-44 a été identifiée dans Cassiopée A, le vestige d’une supernova galactique survenue à la fin du XVIIe siècle. En atteste la détection par Integral des raies γ à 68 et 78 keV produites au cours de la décroissance du titane-44 (Renaud et al. 2006).

23 Les pulsars. L’aptitude des étoiles à neutrons en rotation rapide à accélérer des électrons relativistes, attestée dès la découverte des pulsars en 1967, a été confirmée dans les années suivantes par la mesure de l’émission γ des pulsars du Crabe et des Voiles. Avec son spectre en énergie typique d’un rayonnement de nature synchrotron, l’émission γ du pulsar du Crabe résulte du freinage d’électrons relativistes dans le champ magnétique intense (de l’ordre de 108 teslas) qui règne à proximité d’une étoile à neutrons. Reconnue dès les premières observations du satellite SAS 2, Geminga, une source fort brillante à haute énergie, ne s’est révélée être un pulsar qu’en 1992, grâce à des observations menées dans le domaine des rayons X (Bignami & Caraveo, 1996). Plus récemment, bien d’autres pulsars γ ont été identifiés à la suite des premières observations du satellite Fermi (Abdo et al. 2009).

Fig. 5 – Sources de rayons γ de basse énergie dans la Galaxie. Distribution le long des régions centrales de la Voie lactée des sources repérées par le télescope Ibis à bord du satellite Integral, avec en rouge les sources à émission riche en photons γ de basse énergie et en bleu celles qui rayonnent en abondance au-delà de 40 keV. D’après Bird et al. 2007

24 Les étoiles compactes accrétantes. Dans un couple stellaire dont l’une des composantes est un astre effondré – une étoile à neutrons ou trou noir –, les couches externes de l’étoile compagnon peuvent, dans certaines conditions, s’engouffrer dans le puits de potentiel gravitationnel induit par l’astre compact. Cet afflux de matière forme autour de l’étoile effondrée une couronne massive de plasma, le disque d’accrétion. Sous l’effet de violents phénomènes de friction, la température des zones les plus internes du disque s’élève au point de produire une intense émission X. En gagnant de l’énergie par diffusion Compton avec une couronne d’électrons énergétiques confinés au voisinage de l’astre compact, les photons X émis par le bord interne du disque d’accrétion se retrouvent dans le domaine des photons γ de basse énergie. S’expliquent ainsi les sources les plus brillantes de la Galaxie découvertes à la suite des observations menées avec Integral (Bird et al. 2007), qui ont permis d’identifier de nombreux systèmes accrétants (figure 5).

25Au vu des premières données recueillies par le télescope Sigma, il avait été suggéré que seuls les trous noirs accrétants sont en mesure de rayonner en abondance des photons γ d’énergie largement supérieure à 100 keV (Sunyaev et al. 1991). En effet, qu’il s’agisse d’une étoile à neutrons ou d’un trou noir, l’astre accrétant reçoit un lux abondant de photons X émis par le bord interne du disque. Opposant une surface matérielle à ces photons X incidents, une étoile à neutrons renvoie de grandes quantités de photons de plus basse énergie vers la couronne d’électrons énergétiques confinés à proximité. Il en résulte une diminution notable de l’énergie des électrons de la couronne. Au contraire, comme il capture tout le rayonnement qu’il reçoit, un trou noir ne renvoie aucun photon. Plus rien ne réduit l’énergie des électrons de la couronne qui peuvent produire par diffusion Compton un lux abondant de photons γ d’énergie largement supérieure à 100 keV. À la suite d’observations menées en radio, les trous noirs stellaires accrétants se sont révélés aptes à produire de puissants jets bipolaires de particules relativistes (Mirabel & Rodriguez, 1999). C’est à cette occasion que le nom de microquasar leur a été attribué.

Les sources interstellaires de photons γ

26Les balayages systématiques du ciel entrepris depuis 1968, dont le dernier en date est celui mené par le satellite Fermi, ont permis de tracer les contours d’une forte émission γ à haute énergie concentrée le long de la Voie lactée (figure 6). Cette émission provient en grande partie de l’interaction des rayons cosmiques avec le gaz interstellaire, soit par freinage d’électrons énergétiques, soit par collision entre un proton au repos et un proton énergétique produisant un cortège de particules instables, dont le pion neutre π0 qui se désintègre en deux photons γ. On explique ainsi la corrélation d’ensemble de l’émission γ galactique avec la structure à large échelle de la Galaxie, ainsi que l’émission γ du milieu interstellaire local repérée à moyenne latitude galactique. La détection d’une émission au-delà de 100 MeV associée au Grand Nuage de Magellan confirme que des mécanismes émissifs similaires sont à l’œuvre dans d’autres galaxies (Fichtel et al. 1991).

Fig. 6 – La voûte céleste vue en rayons γ de haute énergie. Image γ de la voûte céleste bâtie avec les données recueillies à la suite des premiers mois d’observations menées avec le télescope Lat à bord du satellite Fermi. L’échelonnement des couleurs (du bleu au blanc en passant par le rouge et le jaune) traduit l’intensité croissante des flux de photons γ collectés dans la bande des rayons γ de haute énergie. (Collaboration NASA/DOE/Fermi LAT)

27Des émissions de raies γ d’origine interstellaire ont également été localisées dans la Voie lactée. La détection le long du disque galactique d’une émission à 1,81 MeV provenant de la désintégration de l’aluminium-26, dont la durée de vie est inférieure à un million d’années, témoigne de l’activité des sites de nucléosynthèse que sont les étoiles de Wolf Rayet et les supernovæ (Diehl et al. 2006). L’émission à 511 keV dans les régions centrales de la Galaxie dont Integral a fourni la première image d’ensemble (figure 7) signe une annihilation massive de positons. Ces sources de positons, dont la nature est encore l’objet d’un débat, se trouvent dans le bulbe de la Galaxie (Weidenspointner et al. 2008).

Fig. 7 – La voûte céleste vue dans la raie d’annihilation des positons. Image γ de la voûte céleste bâtie avec les données recueillies pendant les quatre premières années d’observations menées avec le spectromètre Spi à bord du satellite Integral. L’échelonnement des couleurs (du bleu au jaune en passant par le rouge) traduit l’intensité croissante des flux de photons γ de 511 keV signant l’annihilation des positons. D’après Weidenspointner et al. 2008. (ESA/INTEGRAL/MPE)

L’émission γ des noyaux actifs de galaxies

28Il est aujourd’hui admis que l’énergie gravitationnelle récupérée par accrétion au voisinage d’un trou noir ultra massif (masse d’un million à un milliard de masses solaires), est à l’origine des phénomènes observés au sein des galaxies actives de tous types et des quasars. En raison du pouvoir de pénétration des photons γ, l’astronomie γ est bien adaptée à l’étude de la source d’énergie qui active ces astres parmi les plus brillants de l’univers, regroupés sous le sigle AGN (Active Galactic Nuclei). Exception faite de quelques objets, les AGN émetteurs γ se groupent en deux classes distinctes en fonction de la bande d’énergie où ils sont les plus actifs. Les AGN observés à basse énergie sont surtout des galaxies de Seyfert assez proches, rayonnant par des processus du type de ceux à l’œuvre auprès des trous noirs stellaires. Au contraire, les nombreux AGN actifs à haute énergie, certains d’entre eux étant même détectés jusqu’à plus de 10 TeV, sont tous identifiés avec des spécimens beaucoup plus lointains, les blazars (une appellation regroupant les galaxies de type BL Lacertæ et les quasars à émission radio intense). Des particules relativistes accélérées au sein des jets de matière induits par le trou noir central seraient à l’origine des émissions observées à haute énergie. L’appartenance d’un AGN à l’un ou l’autre groupe serait alors fonction de l’angle entre les jets et la ligne de visée : seuls ceux dont les jets pointent dans la direction de l’observateur peuvent être détectés à haute énergie. Quant aux nombreux AGN trop distants pour être détectés séparément, ils constitueraient ce rayonnement γ du fond du ciel d’apparence isotrope que l’on observe jusqu’à haute énergie.

Pour en savoir plus
• Astronomie gamma spatiale, J. Paul et P. Laurent, Gordon and Breach Science Publishers, 1997.
• The Universe in Gamma Rays, V. Schönfelder, Springer, 2001.

Bibliographie

Références bibliographiques

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• Weidenspointner, G., Skinner, G., Jean, P. et al. 2008, Nat 451, 159.

Notes

1 Décade désigne ici tout intervalle du spectre électromagnétique dont les bornes en fréquence (ou en énergie) sont dans un rapport de 1 à 10.

2 Le terme de télescope désigne ici tout appareil destiné à l’observation astronomique, que son optique d’entrée soit constituée ou non d’un réflecteur concave.

Table des illustrations

Légende Fig. 1 – Vue en image de synthèse du satellite Integral. Le satellite Integral a été lancé le 17 octobre 2002 par une fusée russe Proton tiré du Cosmodrome de Baïkonour, au Kazakhstan. Integral a ensuite rejoint une orbite très elliptique pour échapper le plus possible à l’environnement pernicieux des ceintures de radiation. La plateforme spatiale embarque deux grands dispositifs à ouverture codée opérant tous deux dans la bande des rayons γ de basse énergie. Au premier plan : le spectromètre Spi chargé de la spectroscopie γ à très haute résolution ; à l’arrière : le télescope Ibis apte à fournir des images γ à haute résolution angulaire. (ESA)
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Légende Fig. 2 – Vue en image de synthèse du satellite Fermi. Le satellite Fermi a été lancé le 11 juin 2008 par une fusée Delta II tirée de Cap Kennedy, en Floride, sur une orbite circulaire basse. La plateforme spatiale emporte le grand télescope à effet de paire Lat d’une sensibilité inégalée au moyen duquel les astronomes γ se proposent d’explorer des années durant la voûte céleste dans la bande des rayons γ de haute énergie. (NASA et General Dynamics)
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Légende Fig. 3 – Vue du réseau Hess. Le réseau de télescopes Hess, acronyme pour High Energy Stereoscopic System (système stéréoscopique pour les hautes énergies), s’étend à l’ouest de la ferme Göllschau, en Namibie, un site adopté en raison de la qualité de l’atmosphère dans cette région de hauts plateaux semi-désertiques. Le réseau comporte quatre miroirs paraboliques, chacun d’une surface collectrice de 100 m2, disposés à 120 m l’un de l’autre. Une caméra groupant 960 photomultiplicateurs de petite taille est montée au foyer de chaque réflecteur. (Collaboration Hess)
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Légende Fig. 4 – Le vestige de la supernova RX J1713.7-3946. L’échelonnement des couleurs (du bleu au rouge en passant par le vert et le jaune) traduit l’intensité croissante des flux de photons γ d’énergie supérieure à 0,8 TeV collectés par le réseau de télescopes Hess, tandis que les contours représentent la brillance de surface de l’émission de rayons X telle que mesurée par le satellite japonais ASCA dans la bande 1-3 keV. D’après Aharonian et al. 2004
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Légende Fig. 5 – Sources de rayons γ de basse énergie dans la Galaxie. Distribution le long des régions centrales de la Voie lactée des sources repérées par le télescope Ibis à bord du satellite Integral, avec en rouge les sources à émission riche en photons γ de basse énergie et en bleu celles qui rayonnent en abondance au-delà de 40 keV. D’après Bird et al. 2007
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Légende Fig. 6 – La voûte céleste vue en rayons γ de haute énergie. Image γ de la voûte céleste bâtie avec les données recueillies à la suite des premiers mois d’observations menées avec le télescope Lat à bord du satellite Fermi. L’échelonnement des couleurs (du bleu au blanc en passant par le rouge et le jaune) traduit l’intensité croissante des flux de photons γ collectés dans la bande des rayons γ de haute énergie. (Collaboration NASA/DOE/Fermi LAT)
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Légende Fig. 7 – La voûte céleste vue dans la raie d’annihilation des positons. Image γ de la voûte céleste bâtie avec les données recueillies pendant les quatre premières années d’observations menées avec le spectromètre Spi à bord du satellite Integral. L’échelonnement des couleurs (du bleu au jaune en passant par le rouge) traduit l’intensité croissante des flux de photons γ de 511 keV signant l’annihilation des positons. D’après Weidenspointner et al. 2008. (ESA/INTEGRAL/MPE)
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Auteur

L’un des « pères fondateurs » de l’astronomie gamma spatiale ; il est conseiller scientifique au Commissariat à l’énergie atomique. Il est également attaché scientifique au laboratoire « Astroparticules et Cosmologie » de l’université Paris Diderot. Il est l’auteur de plusieurs ouvrages dont le dernier en date, Oh l’Univers, écrit avec Jean-Luc Robert, a reçu le prix Le goût des sciences 2009 décerné par le ministère de l’Enseignement supérieur et de la Recherche

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