6.1.1 - Astronomie gamma à haute énergie depuis le sol avec les télescopes Tcherenkov HESS
Après des décennies de gestation, la technique de détection dite de « Tcherenkov atmosphérique » des rayons gamma cosmiques est arrivée à maturité avec HESS (High Energy Stereoscopic System). L'objectif principal de ce domaine d'astrophysique est d'explorer les mécanismes de production, d'accélération et de propagation des particules de haute énergie dans l'univers, autrement-dit, d'étudier l'univers non-thermique à travers ses émissions gamma à haute énergie tout en utilisant ceux-ci pour sonder le cosmos.
HESS est le fruit d'une collaboration internationale de plus de 100 scientifiques et ingénieurs en provenance d'Allemagne, France, Grande-Bretagne, Irlande, République Tchèque, Arménie, Afrique du Sud, Pologne et du pays hôte, la Namibie. L'acronyme HESS rappelle le nom du prix Nobel de physique de 1936, Victor Hess, qui a découvert les rayons cosmiques au début du XXe siècle (1912-1913). Les quatre télescopes de HESS, de 12 m de diamètre chacun, détectent les rayons gamma en provenance des sources cosmiques par le truchement d'une lumière bleue et très peu intense émise par les cascades de particules, qui elles-mêmes sont créées lors de la pénétration des rayons gamma dans la haute atmosphère. Ce flash de lumière (qui ne dure que quelques milliardièmes de seconde), appelée lumière Tcherenkov, est réfléchi par les miroirs de 107 m2 vers la caméra ultra-sensible disposée au foyer de chacun des miroirs. La combinaison des images enregistrées par les télescopes permet ensuite de retrouver la direction dans le ciel du rayon gamma et d'estimer son énergie.
HESS a été inauguré en septembre 2004 et constitue actuellement, grâce à sa résolution angulaire et sa grande surface de collection, le détecteur gamma de très haute énergie le plus sensible au monde. Cette performance est essentiellement le résultat du regroupement du savoir-faire des équipes allemandes et françaises, acquis à travers les expériences HEGRA (Iles Canaries), Thémistocle, CAT et Céleste (Pyrénées Orientales). Les chercheurs de l'APC, qui comptent parmi les fondateurs de ce domaine d'astrophysique, ont participé à la conception de HESS et de ses télescopes. Ils se consacrent, depuis le démarrage des observations, à l'exploitation et l'interprétation des données, ainsi qu'à la préparation de la deuxième phase du projet, appelée HESS-II. Les personnels techniques du laboratoire ont également une longue expérience dans ce domaine avec des contributions à la construction/tests des caméras (électronique, et optique/mécanique) et à l'exploitation des données (informatique).
6.1.1.1 - Contributions techniques de l'APC
Electronique et Optique des Caméras
- Les caméras des télescopes HESS sont constituées chacune d'environ mille photomultiplicateurs (PMTs). Les deux voies électroniques de lecture par PMT ont été conçues à base d'une mémoire analogique cyclique (conception CEA), appelées ARS (Analogue Ring Sampler). Ces milliers d'ASICs ont été testés et triés à l'aide d'un banc de test conçu et construit par le CEA/DAPNIA et l'APC. Les tests ont été effectués à l'APC avec également la participation de techniciens du LLR et du LPNHE. Le service électronique de l'APC s'est aussi chargé du câblage (bus de données, système de trigger et de ventilation) des quatre caméras.
- Un élément optique clé des télescopes de HESS est le concentrateur de lumière, dit cône de Winston, qui a été implémenté pour la première fois sur le télescope CAT. Ce cône réflecteur, disposé devant chaque PMT, permet à la fois d'éliminer l'espace mort entre les photocathodes des PMTs et de rejeter la lumière parasite due à l'albédo du sol. Les bancs de test optique des cônes de Winston ont été conçus et réalisés par les chercheurs et mécaniciens du laboratoire. Les milliers de cônes de HESS ont été testés et caractérisés à l'APC.
6.1.1.1.2 - Exploitation informatique:
- L'APC est responsable du rapatriement et du stockage des données depuis le site en Namibie jusqu'au centre de calcul de l'IN2P3 à Lyon. Le service informatique du laboratoire se charge ensuite de traiter et de réduire les données (après étalonnage par le LPNHE), pour préparer la phase de l'analyse scientifique.
6.1.2 - L'analyse des données et la modélisation numérique des télescopes
L'équipe de l'APC est fortement impliquée dans l'analyse des données de HESS, allant du traitement et de la réduction de données jusqu'à l'interprétation scientifique et la modélisation de certains phénomènes. Un effort particulier est consacré à la compréhension et à la modélisation numérique de HESS qui comprend essentiellement trois phases :
- La simulation des gerbes atmosphériques et la modélisation numérique des télescopes, qui permettent de déterminer les fonctions d'instrument
- Le suivi de l'évolution au cours du temps de ces dernières (les télescopes sont soumis aux intempéries et subissent des dérives, vieillissement, etc.).
- Le contrôle de la qualité des données à travers diverses observables afin de limiter les effets systématiques dus aux fluctuations des propriétés de l'atmosphère qui fait partie intégrante du dispositif de détection.
Afin de bénéficier pleinement du saut en sensibilité de HESS, au-delà de la détection des sources gamma et de leur caractérisation spectrale (adaptation de la méthode développée pour CAT), les outils suivants ont été mis au point à l'APC en fonction des sujets scientifiques abordés par l'équipe :
- Système de cartographie du plan galactique à base de mosaïques.
- Outils d'étude multi-longueurs d'onde dédiés à l'identification et à la modélisation des sources comprenant entre autres l'analyse des données X et radio.
- Outils pour l'étude de la variabilité temporelle à une échelle arbitraire.
- Outils de caractérisation morphologique : en particulier l'APC a été le premier laboratoire à appliquer une analyse multi-résolution en ondelettes puis une méthode de déconvolution spatiale aux images gamma au TeV.
Depuis mi-2006, les physiciens de l'APC ont entrepris un effort très important en collaboration avec le LLR (Laboratoire Leprince-Ringuet) et le MPIK (Max Planck Institut für Kernphysik, Heidelberg) pour la mise en place d'un cadre commun pour l'analyse des données. Les objectifs sont d'une part de tirer partie de l'expérience acquise au cours des premières années de fonctionnement de HESS pour simplifier et rationaliser les outils, et d'autre part d'unifier les formats de données de haut niveau afin d'autoriser les études croisées et l'échange de données.
6.1.3 - Apports scientifiques majeurs de HESS
En moins de quatre années de fonctionnement, HESS a véritablement ouvert une nouvelle branche de l'astrophysique et a révolutionné notre connaissance de l'univers au TeV : Le nombre de sources au TeV confirmées, qui ne dépassait guerre une poignée en 2002, a été décuplé avec l'avènement de HESS dont les découvertes ont en même temps révélé une diversité et une richesse du ciel au TeV peu soupçonnées auparavant.
6.1.3.1 - Les objets galactiques et la question de l'origine des rayons cosmiques
L'image du vestige de la supernova SNR 347.3-00.5 a été le premier résultat spectaculaire de HESS. Pour la première fois dans l'histoire de l'astronomie, l'image d'une coquille de ce type, considérée comme le prototype d'un accélérateur de rayons cosmiques, était résolue en rayons gamma : la mise en évidence d'une forte corrélation à la fois avec les rayons X et avec les zones de forte densité du milieu environnant a été une avancée importante dans le domaine. Elle n'a cependant pas constitué une réponse définitive à la question sur l'origine des rayons cosmiques : le rôle joué par le champ magnétique est déterminant dans la proportion des particules leptoniques et hadroniques (les rayons cosmiques chargés); or l'intensité du champ reste encore mal connue. L'un des résultats les plus marquants de HESS, avec une forte implication de l'équipe de l'APC, a été la découverte, entre 2004 et 2007, d'une trentaine de sources et d'une émission diffuse dans les régions centrales de la Voie lactée. HESS a commencé le balayage de cette région dès 2004 et a pu la cartographier grâce à son champ de vue de 5° et sa haute sensibilité. La première moisson de sources [Aharonian F. 2005_m] et les suivantes [Aharonian F. 2006_k] n'ont pas manqué de surprises.
Une nouvelle population de sources : les nébuleuses de pulsar
Outre les restes de supernovae en coquille, de nouvelles sources de morphologie irrégulière ont été détectées. La mise en évidence de la dépendance spatiale du spectre en énergie de l'une des plus brillantes parmi celles-ci HESS J1825-137 [Aharonian F. 2006_h], , ainsi que la mise en correspondance de sa morphologie asymétrique avec celle d'une nébuleuse observée en rayons X (à une échelle spatiale beaucoup plus petite), ont permis l'identification de cette source avec la nébuleuse d'un pulsar énergétique âgé d'environ 20.000 ans. Encore une première historique en astronomie gamma à très haute énergie ! L'émission en rayons gamma a pu être modélisée comme provenant du rayonnement d'électrons « reliques », à savoir des particules accélérées et injectées aux premiers stades d'activité du pulsar après la formation de ce dernier. Une fraction importante des nouvelles sources a pu trouver une explication avec le même scénario, aboutissant ainsi à l'émergence d'une nouvelle classe d'objets : les nébuleuses reliques de pulsars (thèse d'Anne Lemière). L'étude de ces dernières est particulièrement importante puisque leurs propriétés gamma ouvrent la voie à la compréhension de l'histoire de l'évolution du champ magnétique depuis la naissance du pulsar. Il est à noter aussi que tout récemment des nébuleuses gamma autour des pulsars les plus jeunes de notre galaxie viennent d'être découvertes par HESS, ce qui apporte des contraintes précieuses quant aux premiers stades d'évolution de ces objets.
Accélérateurs « sombres »
Il reste néanmoins une dizaine de sources, de morphologie également assez irrégulière, pour lesquelles aucune contrepartie à d'autres longueurs d'onde n'a pu être trouvée jusqu'ici, d'où l'appellation d'accélérateurs « sombres ». Bien qu'il y ait une probabilité non négligeable pour que certaines d'entre elles puissent être associées à des pulsars énergétiques non encore connus, l'absence d'émission en rayons X plaide en faveur de l'existence d'une nouvelle classe d'accélérateurs cosmiques.
Émission diffuse autour du centre galactique
La découverte d'un rayonnement diffus provenant de la partie la plus centrale de notre galaxie[Aharonian F. 2006_j], rayonnement qui a pu être attribué aux interactions des rayons cosmiques avec les nuages moléculaires. Comparés aux valeurs mesurées près du système solaire, la densité plus forte et le spectre plus énergétique des rayons cosmiques qu'implique cette interprétation constituent non seulement une première mesure de ces quantités à d'autres lieux de notre Galaxie, mais impliquent l'existence d'un accélérateur cosmique (par exemple une supernova) au centre de celle-ci dont l'activité à une époque passée (de l'ordre de 10.000 ans) serait à l'origine de l'émission observée par HESS.
Amas ouverts et bulles : accélérateur des rayons cosmiques ?
Une source HESS a été découverte dans la direction de l'amas stellaire ouvert Westerlund 2[Aharonian F. 2007]. Cet amas, situé au cœur du nuage d'hydrogène ionisé ( HII) géant RCW 49, abrite plusieurs milliers de masses solaires sous forme d'étoiles massives (dit de Wolf-Rayet) et jeunes dont les vents stellaires façonnent le milieu interstellaire sous formes de bulles. La coïncidence de la source HESS avec la plus proéminente de celles-ci évoque une accélération des particules par effet collectif de ces vents ou par des chocs diffusifs à sa périphérie. Un programme systématique de recherche en direction des autres amas ouverts a été lancé pour confirmer de telles associations. Le cas échéant cela constituerait une étape historique dans la compréhension du phénomène d'accélération des rayons cosmiques.
Une Horloge cosmique
La découverte d’une émission périodique de rayons gamma de très haute énergie en provenance du système binaire LS 5039 a été également une première [Aharonian F. 2006_g]. Ce système est constitué d’une étoile bleue massive et d'un objet compact encore mal connu, probablement un trou noir. La distance entre l'étoile « normale » et l'astre effondré varie de 2 à 4 fois le rayon de l’étoile (environ un dixième de la distance Terre-Soleil), la période orbitale étant de 3,9 jours. Cette dernière a été mesurée par HESS avec une précision meilleure que 0,04%. L'émission de rayons gamma de très haute énergie trouverait son origine dans l’interaction violente entre l’objet compact et le vent stellaire soufflé par l'étoile, l'astre compact constituant ainsi une véritable sonde de l'environnement électromagnétique de l’étoile.
6.1.3.2 - Les noyaux actifs de galaxies et le fond IR cosmologique
On pense aujourd'hui qu'au centre de toutes les grandes galaxies, y compris la nôtre, se trouve un trou noir dont la masse peut aller de quelques millions à quelques milliards de masses solaires. Dans certains cas, un disque de matière accrétée se forme autour du trou noir et des jets de matière sont expulsés perpendiculairement au disque à des vitesses proches de celle de la lumière. On parle alors de noyau actif de galaxie (NAG). La compréhension des phénomènes non thermiques au sein de ces jets est l'un des objectifs de l'expérience HESS. Des contraintes cosmologiques peuvent également être apportées par de telles mesures.
Avec un seuil de détection de rayons gamma proche de 100 GeV, les NAGs susceptibles d'être observés par HESS sont préférentiellement ceux dont l'alignement de l'axe des jets avec la ligne de visée permet de bénéficier d'une amplification Doppler maximale du flux de photons. On a pris l'habitude de dénommer « blazar » cette sous-catégorie de NAGs. Avant l'avènement de HESS, sept de ces objets avaient été observés au TeV. HESS a détecté trois de ceux-là, ceux qui étaient observables depuis l'hémisphère sud, puis en a découvert six nouveaux, à des distances plus grandes. On trouvera ci-après le catalogue des NAGs déjà détectés dans la bande des rayons gamma de très haute énergie, ordonné par valeurs de distance croissante, avec le nom de l'expérience ayant observé pour la première fois l'émission à très haute énergie de chacun de ces NAGs. On trouvera également ci-après une carte du ciel où figure la position de ces différentes sources.
Une des détections les plus remarquables effectuées par HESS dans le domaine extragalactique est sans doute celle du blazar PKS 2155-304 (décalage vers le rouge z=0,117). L'émission au TeV de cet objet fut découverte avant l'avénement de HESS par le télescope Durham Mark 6. Celle-ci fut détectée par HESS dès l'installation de son premier télescope, en juillet 2002. Depuis, et ce jusqu'en 2007, l'émission au TeV de cet objet a été mesurée chaque année, alternant la détection de la source dans son état quiescent et la détection de sursauts d'activité, dont celui – extraordinaire – de juillet 2006.
Les premières observations effectuées de juillet 2002 à septembre 2003 permettent de détecter la source à 45σ et donne un premier spectre en forme de loi de puissance avec un indice de 3,32±0,06. Une campagne multi-longueurs d'onde a ensuite été menée entre octobre et novembre 2003, associant le radiotélescope de Nançay, le télescope optique ROTSE, le satellite RXTE (rayons X) et bien sûr HESS. Les résultats de ces observations [Aharonian F. 2005_h] montrent une variabilité de l'émission au TeV, en X et dans le visible sans qu'aucune corrélation n'ait cependant pu être établie entre ces différentes longueurs d'onde. Le spectre moyen au TeV est ici aussi compatible avec une loi de puissance, avec un indice de 3,37±0,07(stat)±0,10(sys). On trouvera ci-après la distribution spectrale en énergie pour cet objet ainsi que le résultat de l'ajustement de modèles leptoniques et hadroniques.
Si de 2002 à 2005 cette source a été observée dans son état bas, elle a montré en juillet 2006 des sursauts d'activité d'une intensité sans précédent. La figure ci-dessus montre la courbe de lumière de la nuit durant laquelle l'intensité était maximale, atteignant sept fois le flux de la nébuleuse du Crabe (flux au-dessus de 200 GeV). Les quelques 12000 photons gamma détectés en 1,32 heures, représentant 168σ, ont permis pour la première fois de mesurer la variation du flux minute par minute, mettant en évidence des pics associés à des temps caractéristiques d'environ 200 secondes [Aharonian F. 2007_h]. Un autre article, en cours d'écriture sous la responsabilité conjointe de l'APC et du LLR, fait état de l'étude des variations temporelles et spectrales de PKS 2155-304 sur l'ensemble des données 2005 et 2006.
D'autres blazars ont été détectés par HESS, souvent pour la première fois à ces énergies (voir tableau), avc la détermination de leur spectre. Il 'sagit des spéciments suivants : PKS 2005-489 [Aharonian F. 2005_k], Mkn 421 [Aharonian F. 2005_e], H 2356-389 [Aharonian F. 2006_d], PG 1553+113 [Aharonian F. 2006_a], 1ES 0229+200 [Aharonian F. 2007_j] et 1ES 0347-121 [Aharonian F. 2007_i]. Deux autres blazars récemment détectés, PKS 0548-322 et RGB 0152+017, feront l'objet d'une publication prochaine. De nombreux autres AGN ont été observés sans déceler d'émission aux très hautes énergies avec une estimation des limites supérieures sur leur flux [Aharonian F. 2005_d].
HESS a par ailleurs détecté entre 2003 et 2006 le rayonnement au TeV en provenance de la radiogalaxie M87 (13σ en 89 h), confirmant ainsi une première détection réalisée par l'expérience HEGRA en 1998-1999 avec un niveau de confiance relativement faible (4σ en 83 h). Cette radiogalaxie proche (16 Mpc, z=0,00436), qui possède un jet faisant avec la ligne de visée un angle de ~ 30°, est le premier NAG non-blazar connu comme émetteur de rayonnement au TeV. HESS a mis en évidence des variations de flux sur des échelles de temps de quelques jours, ce qui est dix fois plus rapide que les variabilités mesurées pour cette même source aux autres longueurs d'onde, et implique pour la région d'émission une taille de l'ordre du rayon de Schwarzschild du trou noir central. Son spectre, particulièrement dur en comparaison de ceux des autres NAGs émetteurs au TeV, est montré sur la figure X. Ces résultats, qui confirment que des rayons gamma sont émis par des sources extragalactiques autres que les blazars, ont fait l'objet d'une publication dans la revue Science [Aharonian F. 2006_i].
Autre découverte majeure, HESS a montré que notre univers est plus transparent aux rayons gamma de très haute énergie qu'on le pensait auparavant. Ce résultat a été obtenu à la suite de la découverte de l'émission au TeV de deux blazars relativement lointains (H2356-309 et 1ES 1101-232). Les rayons gamma de très haute énergie produits au sein de ces objets peuvent être absorbés lors de leur périple depuis leur source jusqu'à la Terre, par les photons de la lumière diffuse proche du visible. Ce brouillard de photons dans lequel baigne l'univers entier constitue la trace fossile et l'accumulation de toute la lumière produite, depuis celle des premières étoiles et galaxies jusqu'à nos jours. En utilisant les rayons gamma de très haute énergie émis par les NAGs lointains comme sondes de l'espace intergalactique, et en étudiant l'effet de la lumière fossile sur la distribution énergétique de ces rayons, nous avons pu montrer que la quantité de lumière fossile est bien plus basse que celle admise jusqu'ici [Aharonian F. 2006_l]. Ce résultat a d'une part des conséquences importantes quant à notre compréhension de la formation et de l'évolution des galaxies, et d'autre part élargit l'horizon du monde visible en rayons gamma de très haute énergie.
6.1.4 - HESS-II
HESS va bénéficier prochainement de l'addition d'un très grand télescope Cherenkov implanté au milieu des quatre télescopes actuels (voir section correspondante dans le chapitre Astrophysique des hautes énergies).
Les contributions techniques de l'APC sur HESS-II concernent les cônes de Winston (recherche des fournisseurs pour le moulage et aluminisation, utilisation du banc test développé précédemment au PCC), le développement d'un sommateur analogique pour le trigger de niveau 2 (finalement abandonné suite à une modification essentielle de la stratégie de déclenchement) et au développement de la carte FIFO-données en collaboration avec le LPNHE (incluant les tests de cette carte et l'ensemble des cartes électronique front end.
5.2.2.3 - HESS 2
Le service participe aux tests des cartes électroniques pour la « caméra centrale » de HESS2 (ensemble de 2000 photomultiplicateurs et de leur électronique de lecture et de traitement) , en collaboration avec le LPNHE.
Une participation au câblage de cette caméra est également envisagée, comme ce fut le cas pour les 4 caméras de HESS.
4.1.3 - Astronomie gamma à très haute énergie
4.1.3.1 - L'expérience HESS
L'expérience HESS (High Energy Stereoscopic System), dédiée à l'astronomie gamma des très hautes énergies, est le fruit d'une collaboration internationale de plus de 100 scientifiques et ingénieurs en provenance d'Allemagne, France, Grande-Bretagne, Irlande, République Tchèque, Arménie, Afrique du Sud, Pologne et du pays hôte, la Namibie. Avec son réseau de télescopes ultra-sensibles, HESS détecte les rayons gamma dans le domaine du TeV grâce à la technique dite de « Tcherenkov atmosphérique ». C'est une expérience de troisième génération, qui a su capitaliser les acquis de plusieurs décennies de recherche dans son domaine : composé de quatre télescopes dotés de miroirs de 13 mètres de diamètre et de caméras à haute définition avec une électronique ultra-rapide, HESS constitue aujourd'hui le détecteur de rayons gamma de très haute énergie le plus sensible au monde.
L'équipe HESS de l'APC est fortement impliquée dans les principales thématiques abordées par HESS, que ce soit pour l'étude des sources galactiques ou extragalactiques. L'équipe a développé une expertise dans toutes les phases de l'analyse des données, allant de la simulation des gerbes atmosphériques et de la réponse de l'instrument à la détermination des caractéristiques spectrales, temporelles et morphologiques des sources de rayonnement au TeV. En 2007, un effort très important des physiciens de l'APC en collaboration avec le LLR et le MPIK (Max Planck Institut für Kernphysik, Heidelberg) a été consenti pour la mise en place d'un cadre commun d'analyse. L'APC est par ailleurs responsable du rapatriement et stockage des données depuis le site en Namibie jusqu'au centre de calcul de l'IN2P3 à Lyon. Le service informatique du laboratoire se charge ensuite de traiter et de réduire les données (après calibrage par le LPNHE), pour préparer la phase de l'analyse scientifique.
HESS fonctionne à pleine sensibilité depuis janvier 2004 et a révolutionné en quelques années notre connaissance de l'Univers au TeV. Parmi les résultats les plus importants on notera, dans le domaine galactique, l'obtention de la première image d'un objet au TeV, le vestige de supernova SNR 347.3-00.5, la première cartographie systématique de la région centrale de notre Galaxie, qui a conduit à la découverte d'une trentaine de sources et d'une émission diffuse [Aharonian F. 2005_n], [Aharonian F. 2006_k] et la caractérisation d'une nouvelle population d'objets - les nébuleuses de pulsar - comme sources de rayonnement au TeV [Aharonian F. 2006_h], [thèse d'Anne Lemière]. On peut également citer l'étude détaillée du rayonnement de très haute énergie en provenance du voisinage du trou noir au centre de notre Galaxie, la découverte dans les régions centrales d'un rayonnement diffus, vraisemblablement dû aux interactions des rayons cosmiques dans les nuages moléculaires [Aharonian F. 2006_j], et la découverte de la première « horloge » cosmique à ces énergies : l'émission périodique (période de l'ordre de quatre jours) d'un système binaire abritant un trou noir stellaire ou une étoile à neutrons [Aharonian F. 2006_g]. Autre découverte importante, la détection d'émission gamma en provenance de l'amas stellaire ouvert Westerlund 2, est une première indication des amas ouverts ou les bulles comme accélérateurs de particules efficaces [Aharonian F. 2007].
Dans le domaine extragalactique, parmi les résultats les plus importants on notera la découverte d'un rayonnement en provenance du centre d'une radio-galaxie proche (M87), indiquant par sa variabilité rapide qu'on sonde le voisinage immédiat ou l'horizon d'un trou noir [Aharonian F. 2006_i]. On notera également la détermination indirecte, grâce à la détection des « blazars » les plus lointains, d'une limite supérieure de la densité spectrale du fond diffus infrarouge [Aharonian F. 2006_l]. Cette limite supérieure est relativement basse, et indique que l'univers est plus transparent qu'on ne le pensait aux rayons gamma dans la bande des très hautes énergies. Par ailleurs, HESS a permis la découverte ou la confirmation de l'émission au TeV de plus d'une dizaine de noyaux actifs de galaxies. La plupart sont des blazars, se trouvent à des décalages vers le rouge allant jusqu'à z~0,2, et présentent des spectres généralement mous (caractéristique intrinsèque ou signature de l'absorption par le fond diffus infrarouge). L'un d'entre eux, PKS 2155-304, a fait l'objet de nombreuses campagnes d'observations de 2002 à 2007, ce qui a permis son étude dans différents états et la mise en évidence de variabilité spectrale et temporelle. La détection d'un état extraordinairement haut en juillet 2006 a conduit à la mise en évidence d'une variabilité record à ces énergies [Aharonian F. 2007_h].
La collaboration HESS a reçu le prix Descartes 2006 de la Commission Européenne pour ses nombreuses découvertes et la qualité de ses résultats.
Personnel APC
- Chercheurs : A. Djannati-Ataï, M. Punch, S. Pita, P. Espigat, R. Terrier
- Ingénieurs & techniciens : M.-G. Espigat, S. Selmane, F. Voisin
- Doctorants, post-doctorants & ATER : A. Lemière, L. Gérard, V. Marandon, E. de Oña Wilhelmi, G. Maurin
On trouvera dans la section Les principaux projets une présentation plus complète de HESS et des activités à l'APC.
4.1.3.3 - HESS-II
Le futur se prépare sur le site HESS en Namibie, avec la construction en cours d'un cinquième télescope de très grande dimension (diamètre : 28 m) au centre du réseau actuel. Le dispositif, nommé HESS-II, permettra une gain de sensibilité d'un facteur 2 dans la gamme en énergie actuellement couverte par HESS, grâce à une meilleure statistique de photons Tcherenkov collectés (5,6 fois plus) sur une caméra avec une pixelisation plus fine (2,3 fois) que HESS, tout en travaillant toujours en mode stéréoscopique entre le très grand télescope et les quatre télescopes actuels. Dans ce mode d'opération stéréoscopique, le seuil sera diminué d'un facteur deux, jusqu'à 50 GeV. Cela donnera accès à des sources plus faibles en intensité, et également à des échelles de variabilité plus rapides pour les sources variables déjà connues.
De plus, HESS-II devrait permettre d'explorer la détection de rayons gamma d'encore plus basse énergie, 30 GeV et en deçà, en mode « mono ». Dans ce régime, les fluctuations statistiques inhérentes aux gerbes électromagnétiques dans l'atmosphère (pauvres en particules) deviennent très importantes et les images sont donc plus difficiles à cerner. Toutefois, le plus grand flux des rayons gamma devrait permettre de sortir les signaux du bruit malgré une rejection du fond et une résolution angulaire dégradée. Cette exploration de la technique Tcherenkov atmosphérique jusqu'à une trentaine voire une vingtaine de GeV permet de préparer un avenir encore plus lointain, et fournira des informations précieuses pour les choix techniques et les possibilités scientifiques qui sont à la base du projet CTA (Čerenkov Telescope Array) de réseau très étendu.
HESS-II doublera le nombre des sources détectées tout en autorisant un recouvrement avec les observations à plus basse énergie menées avec GLAST. L'implantation de ce grand télescope est prévu à la mi-2009, une année après le lancement de GLAST.
5.2.2.3 - HESS 2
Le service participe aux tests des cartes électroniques pour la « caméra centrale » de HESS2 (ensemble de 2000 photomultiplicateurs et de leur électronique de lecture et de traitement) , en collaboration avec le LPNHE.
Une participation au câblage de cette caméra est également envisagée, comme ce fut le cas pour les 4 caméras de HESS.
4.1.3.4 - CTA
Les résultats obtenus avec la génération actuelle des télescopes Tcherenkov au sol, avec HESS au tout premier rang, sont déjà très impressionnants. Mais la cinquantaine de sources confirmées en rayons gamma au TeV ne sont qu'un avant goût du cosmos aux très hautes énergies. La compréhension détaillée des processus en jeu dans les accélérateurs cosmiques nécessite une couverture en énergie élargie, une amélioration de la résolution angulaire, spectrale et temporelle, et surtout une augmentation du taux d'événements grâce à des surfaces de détection plus grandes. Il est possible d'atteindre ces performances en extrapolant à plus grande échelle des techniques déjà bien établies.
CTA (Čerenkov Telescope Array) est le projet d'avenir pour l'astronomie gamma de très haute énergie, dans la gamme de quelques dizaines de GeV à quelques centaines de TeV. Il va combiner les efforts des trois principaux groupes travaillant dans ce domaine (HESS, MAGIC et VERITAS) afin de construire un dispositif de nouvelle génération, avec un gain en sensibilité d'un ordre de grandeur dans un domaine en énergie qui s'est déjà montré si riche, et un élargissement de la gamme en énergie à la fois vers les basses et les hautes énergies.
CTA consiste en un réseau de plusieurs dizaines de télescopes au sol. Il est prévu de construire un observatoire dans l'hémisphère sud avec une sensibilité accrue, pour l'exploration du plan galactique, et un deuxième dans l'hémisphère nord, orienté vers les basses énergies pour les sources extragalactiques et la cosmologie.
Dans la configuration de base, les télescopes sont disposés sur un maillage de ~100 m, chaque télescope ayant environ 15 m de diamètre. Il est également possible d'envisager une taille variable pour étendre la couverture spectrale avec par exemple un noyau central de quelques grands télescopes pour les basses énergies et des télescopes de plus petite taille distribués sur une grande superficie pour les plus hautes énergies. L'étendue du réseau (~1 km2) fournit une grande surface de détection, permettant d'atteindre une sensibilité 10 fois meilleure que celle des télescopes actuels, avec une résolution angulaire de 1 à 5 minutes d'arc.
Un saut significatif des performances est attendu en termes de nombre de sources détectées (un millier), de la qualité de la cartographie des sources étendues, de la couverture spectrale, des résolutions spectrale, angulaire et temporelle et du suivi des phénomènes transitoires. Le grand nombre de télescopes permet une grande flexibilité des opérations, avec la possibilité d'utiliser des sous-réseaux pour suivre des sources différentes en parallèle. En contrepartie, il nécessite de prêter une attention particulière à la fiabilité des chaque unité, et donc veiller au bon suivi de la qualité et à la mise en place d'une industrialisation de la construction.
Les objectifs de physique avec CTA
L'objectif de CTA est l'exploration de l'univers non thermique, la détection et la compréhension des sources aptes à accélérer des particules de haute énergie. Avec un catalogue très fourni en nombre de sources il devrait ouvrir la voie à de véritables études de population des nombreuses classes de sources déjà mises en évidence dans ce domaine (SNR, AGN, PWN, binaires X, dark sources sans contrepartie), tout en laissant une large place pour la découverte de sources de type encore inconnu ou insoupçonné (matière noire, GRB, ...).
La collaboration avec les autres expériences et détecteurs allant de la radio aux rayons X, photoniques et non-photoniques (multi longueurs d'onde et multi-messagers) est essentielle pour la compréhension des objets à l'origine de ces phénomènes extrêmes. L'échange de données, la mise en place de systèmes d'alerte et l'organisation de campagnes d'observation coordonnées, permettra d'optimiser le retour scientifique. La synergie avec GLAST (lancement en 2008) sera particulièrement importante. GLAST est un instrument grand champ, et repérera des sources émettrices aux hautes énergies qui pourront alors être pointées et observées en détail par CTA. Les observations simultanées assureront une couverture spectrale sans précédent (sept ordres de grandeur en fréquence).
Calendrier
- 2008-2010 : Phase d'études Design Study et prototypage
- 2013 : Réseau partiellement opérationnel
- 2017 : CTA pleinement opérationnel sur les deux sites
La place de l'APC dans CTA
L'équipe du laboratoire a une forte expérience dans ce domaine depuis plus de quinze ans, à la fois dans les simulations pour l'astronomie gamma au sol (simulations Monte-Carlo de gerbes atmosphériques, construction des détecteurs) et dans l'électronique de déclenchement des réseaux étendus. Sur cette problématique, des équipes d'électroniciens et d'informaticiens on-line de l'APC ont réalisé plusieurs dispositifs, comme le trigger local pour l'expérience Auger qui communique par radio avec une tour centrale, et le contrôle par radio des héliostats CELESTE/PEGASE. Nous souhaitons nous impliquer dans un des « modules » de CTA : le système de déclenchement central (trigger central) qui gère le déclenchement par coïncidence entre les télescopes.
Sur les questions de qualité, qui sont un sine qua non pour la mise en œuvre d'un si grand réseau, l'équipe qualité de l'APC a pris une position de leader pour organiser la mise en place des systèmes de qualité pour l'ensemble de l'expérience, en collaboration étroite avec les équipes qualité d'autres laboratoires de l'IN2P3, notamment le LLR.
Les physiciens de l'APC de l'équipe HESS s'impliquent de très près dans les sujets de physique qui vont se trouver largement enrichis par CTA, notamment sur les PWN et les AGN.
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La collaboration HESS : Les télescopes HESS (High Energy Stereoscopic System, système stéréoscopique de haute énergie) sont le résultat de plusieurs années d’efforts par une collaboration internationale de plus de 100 scientifiques et ingénieurs en provenance d’Allemagne, France (voir encadré), Grande-Bretagne, Irlande, République Tchèque, Arménie, Afrique du Sud, Pologne et du pays hôte, la Namibie.
L’instrument a été inauguré en septembre 2004 par le Premier ministre de Namibie, Theo-Ben Gurirab, et les premières observations ont déjà permis de nombreuses découvertes importantes, dont la première image astronomique résolue d’un reste de supernova en rayons gamma de haute énergie. La France participe à son financement à hauteur d’un tiers.
Le détecteur : L’expérience HESS située en Namibie, dans le sud-ouest de l’Afrique, utilise quatre télescopes de 13m de diamètre qui forment actuellement le détecteur de gammas de très haute énergie le plus sensible au monde. Les rayons gamma qui pénètrent dans l’atmosphère génèrent une cascade de particules. Ces particules émettent un flash de lumière bleue peu intense, appelée lumière Tcherenkov et ne durant que quelques milliardièmes de seconde. Cette lumière est réfléchie par des miroirs de 107 m² puis enregistrée par des caméras ultra-sensibles. Chaque image permet de calculer l’énergie et la direction d’arrivée dans le ciel d’un photon gamma. Cette direction correspondant à une position sur la sphère céleste, HESS peut ainsi cartographier les objets célestes émettant un rayonnement gamma de haute énergie.
Projet à venir : Les chercheurs impliqués dans HESS sont en train de continuer à améliorer le système de télescopes installé en Namibie. La construction d’un télescope central de plus de 30 m de diamètre est en cours, avec la participation de nouvelles équipes européennes comme celle de la Pologne. Le dispositif plus performant, appelé HESS-II, sera plus sensible et couvrira une gamme d’énergie plus large permettant ainsi aux chercheurs de HESS d’augmenter la catalogue des sources et de faire de nouvelles découvertes.
Les laboratoires français de la collaboration internationale HESS sont les suivants :
Laboratoires du CNRS/IN2P31 :
• LPNHE (Laboratoire de Physique Nucléaire et de Hautes Énergies)
Univ. Paris VI-VII, Paris
http://www-lpnhep.in2p3.fr/
• LLR (Laboratoire Leprince-Ringuet)
École Polytechnique, Palaiseau
http://polywww.in2p3.fr/
• APC (AstroParticule et Cosmologie)
Université Paris VII Denis Diderot, Paris
http://www.apc.univ-paris7.fr/
• LPTA (Laboratoire de Physique Théorique et Astroparticules)
Université de Montpellier II
http://www.lpta.univ-montp2.fr/
• LAPP (Laboratoire d’Annecy-le-vieux de Physique des Particules)
Université de Savoie, Annecy
http://lappweb.in2p3.fr/
Laboratoires du CNRS/INSU2 :
• LAOG (Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble)
Université Joseph Fourier
http://www-laog.obs.ujf-grenoble.fr/
• LUTH (Laboratoire Univers et Théories)
Observatoire de Paris, Meudon
http://luth2.obspm.fr/
• CESR (Centre d’Étude Spatiale des Rayonnements)
Université Paul Sabatier, Toulouse
http://www.cesr.fr/
Laboratoire du CEA/DSM3 :
• DAPNIA (Département d’Astrophysique, de physique des Particules, de physique Nucléaire et de l’Instrumentation Associée), Saclay
http://www-dapnia.cea.fr/
Notes :
(1) IN2P3 : Institut National de Physique Nucléaire et de Physique des Particules
(2) INSU : Institut National des Sciences de l’Univers
(3) DSM : Direction des Sciences de la Matière
Dapnia : Département d’Astrophysique, de physique des Particules, de physique Nucléaire et de l’Instrumentation Associée
Astronomie gamma aux très hautes énergies: l'expérience H.E.S.S. et le projet C.T.A.
Les photons les plus énergétiques, autour de 100 GeV et au-delà, ont la particularité de créer de grandes cascades de particules chargées lorsqu'ils pénètrent l'atmosphère terrestre. Il est donc possible de les détecter grâce au faible flash de lumière bleue émise par ces cascades. C'est ce principe qu'utilise avec succès l'expérience H.E.S.S., qui, depuis 2004, a véritablement ouvert le champ del'astronomie et permet d'explorer les mécanismes de production, d'accélération et de propagation des particules de haute énergie dans l'univers . L'objectif du projet CTA est de réaliser un réseau de télescopes qui atteindra des niveaux de sensibilité dix fois supérieurs à ceux obtenus aujourd'hui.
Activités à l'APC:
Analyse de données H.E.S.S.
L'APC est particulièrement impliqué dans deux aspects: le sondage du plan Galactique et l'étude des noyaux actifs de Galaxie.
Etudes multi-longueurs d'onde d'émetteurs au TeV
Déterminer la nature des sources inconnues de photons du TeV révélées par le sondage de la Galaxie par HESS requiert le plus souvent de réobserver la région du ciel avec d'autres observatoires: XMM-Newton et Chandra en rayons X, Integral ou RXTE en X durs et Fermi au GeV. L'étude des noyaux actifs de Galaxie passe également par d'importantes campagnes, notamment avec les grands télescopes optiques.
Développements CTA à l'APC
L'APC a pris en charge le Work Package Qualité au sein du consortium CTA. XXX. L'APC s'implique également dans le développement du système de déclenchement centralisé du réseau de télescopes. Il est également impliqué dans la gestion des données au travers du Centre François Arago.
Cas scientifique de CTA