Foire aux questions - Les réponses

 

Les rayons gamma

 

Le site de l'expérience CAT à Thémis montre des résultats de CAT, notamment une ellipse passant par le centre pour un rayon cosmique et un cercle pour un muon. Cependant, pour quel type de source obtient-on une ellipse ne passant pas par le centre ? Existe-t-il un autre site où il serait possible de trouver une telle image ? Par ailleurs, quelle est la surface de la tache au niveau du miroir en fonction de l'énergie d'un rayon cosmique et quelles énergies peuvent être captées par les moyens existants ?

Certaines informations sont disponibles sur les pages suivantes du site de CAT. Toutefois, voici quelques remarques qui peuvent être utiles.
Par "rayon cosmique", on sous-entend généralement "rayon cosmique chargé" (électron, proton, noyau d'hélium, etc), et non pas "rayon gamma". Ces deux types de particules interagissent avec l'atmosphère lors de leur arrivée sur la Terre pour donner une cascade de particules secondaires (on parle de "gerbe atmosphérique") qui émettent un rayonnement Cherenkov (bleu, UV) enregistré par le télescope. L'image résultante dans le plan focal de la caméra a une forme qui dépend de la nature de la particule primaire.
Un proton ou un noyau donne une image diffuse ou éclatée qui n'a généralement pas de direction privilégiée. Si l'image possède une direction, celle-ci est aléatoire car ces cosmiques nous parviennent de façon isotrope. En revanche, un gamma, ou un électron, donne une image fine et cométaire, qui dans le cas d'un gamma pointe vers le centre de la caméra, position de la source astrophysique observée.
Quant aux muons, ce sont des particules secondaires produites uniquement dans les gerbes dites "hadroniques", celles engendrées par un proton ou un noyau. Les muons ne sont donc pas des particules cosmiques puisqu'ils sont créés dans l'atmosphère. En général suffisamment énergétiques, ils atteignent le sol sans se désintégrer. Un muon qui passe au travers du miroir du télescope donne un anneau complet, tandis que l'anneau est incomplet si le muon passe à côté du télescope (jusqu'à une limite de détection d'environ 30 m pour CAT). Il peut en particulier arriver qu'un muon soit créé très loin du télescope et diffuse ensuite par interaction coulombienne sur les atomes de l'air pour finalement passer près du télescope. Dans ce cas, celui-ci ne voit pas la gerbe hadronique mais juste l'arc de cercle produit par le muon. Si cet arc est suffisamment réduit, il peut être confondu avec une image de gamma. Ce type d'événement constitue donc un bruit de fond dont il est difficile de s'affranchir.
Au niveau du sol, l'intensité de la tache lumineuse (tache Cherenkov) produite par une gerbe atmosphérique initiée par un gamma dépend de la distance par rapport au paramètre d'impact de la particule primaire, mais présente une forme assez indépendante de l'énergie : la densité de lumière Cherenkov est globalement constante jusqu'à environ 120 m (plateau), et décroît au-delà. Par contre, la hauteur du plateau (la quantité de photons Cherenkov par unité de surface dans les 120 premiers mètres) dépend de l'énergie initiale du gamma et permet ainsi de remonter assez facilement à la valeur de cette dernière. Compte tenu de la taille de la tache lumineuse qu'elle produit au sol, une gerbe peut donc être détectée par un télescope même quand le gamma initial "tombe" loin de lui, ce qui donne une surface de détection effective très grande, d'environ 120 m×120 m = plusieurs hectares. La surface de détection (ou surface sensible) d'un télescope à effet Cherenkov atmosphérique n'a donc rien à voir avec la surface physique de son miroir (18 m² pour CAT) : elle est en fait beaucoup plus grande !
L'intervalle le plus haut en énergie étudié par CAT se situe autour de 20 TeV. Pour Celeste, il est d'environ 500 GeV. Il dépend de la statistique disponible donc de l'intensité des sources et de la forme de leur spectre. Quant à la limite inférieure, il est actuellement difficile de descendre en dessous de 30 GeV (seuil de Celeste) avec la technique à effet Cherenkov atmosphérique car la lumière Cherenkov émise est alors si ténue qu'on ne peut l'extraire du bruit de fond ambiant constitué par le fond de ciel, les étoiles...
Les satellites, qui eux détectent directement les gamma, sont opérationnels à beaucoup plus basse énergie, mais ils sont limités au-delà du GeV par leur faible surface de détection qui n'excède pas le mètre carré (à comparer aux hectares ci-dessus !) et par les faibles flux des sources observées (dont la plupart décroît très rapidement quand l'énergie augmente). Leur chance d' "attraper" un gamma diminue donc très vite à mesure que l'énergie augmente. Le satellite CGRO (Compton gamma-ray observatory) et l'un de ses détecteurs, Egret, ont ainsi détecté des sources jusqu'à environ 10 GeV, mais rarement au-delà (quelques très rares photons seulement, à peine exploitables). Détruit en juin 2000, CGRO sera remplacé en 2006 par le satellite Glast (Gamma-ray large array space telescope). Avec une surface effective de ~ 1 m², Glast devrait collecter beaucoup plus de photons. Avec une sensibilité dans la gamme 20 MeV - 300 GeV (environ), il couvrira sans problème l'intervalle en énergie autour de 20 GeV, pour l'instant inexploré.
frederic.piron@gamum2.in2p3.fr, 24 mars 2003