Soutenance mémoire
Le rayonnement cosmique désigne le flux de particules de haute énergie se propageant dans l’Univers. Son appellation date de la découverte de son origine extraterrestre par Victor Hess en 1912. Depuis, l’étude de ce rayonnement et de ses propriétés est devenue un vaste champ de recherche dont nous allons donner ici un bref aperçu. Dans une première partie, nous présenterons les principales caractéristiques de ce rayonnement, c’est-à-dire son spectre en énergie, son spectre de masse et sa distribution angulaire. Puis nous nous intéresserons aux processus d’accélération de ces particules ainsi qu’à leur propagation et leur possible origine. Dans une deuxième partie, nous nous intéresserons en particulier au rayonnement γ dont les principaux processus émetteurs, qu’ils soient leptoniques ou hadroniques, sont aussi les principaux processus responsables des pertes d’énergie des rayons cosmiques chargés. Nous nous intéresserons ensuite aux sources de rayonnement γ dans la Galaxie et l’Univers et discuterons de leur lien avec les sources du rayonnement cosmique. Enfin nous présenterons certains des résultats les plus récents pour la mesure du spectre en énergie des différentes composantes du rayonnement cosmique.
Spectre de masse
La connaissance du spectre de masse du rayonnement cosmique, c’est-à-dire de l’abondance relative des différentes particules qui le composent, est cruciale pour comprendre la phénoménologie des rayons cosmiques et notamment la forme du spectre en énergie que nous avons présenté à la section précédente. Aux plus hautes énergies, la mesure du numéro atomique des noyaux constituant le rayonnement cosmique est très difficile et dépend nécessairement des modèles d’interaction hadroniques utilisés pour prédire le développement des gerbes atmosphériques. En revanche, au GeV, les détecteurs embarqués dans l’espace permettent des mesures très précises de la composition du rayonnement cosmique [8] :
• ∼ 98% de noyaux atomiques dont :
– ∼ 87% de protons ;
– ∼ 12% de noyaux d’hélium ;
– ∼ 1% de noyaux plus lourds ;
• ∼ 2% d’électrons ;
• ∼ 0,01% de γ.
Les mesures les plus récentes montrent aussi la présence d’antimatière dans le rayonnement cosmique sous forme de positrons [9] (∼ 10% du flux des électrons) et d’antiprotons [10]. Les spectres en énergie des noyaux les plus répandus ont un indice spectral très proche ce qui suggère un mécanisme d’accélération commun. L’abondance des différents éléments dans le rayonnement cosmique peut être comparée à l’abondance de ces mêmes éléments dans le milieu interstellaire environnant notre Soleil. La figure 1.2 montre une telle comparaison pour des noyaux dont l’énergie est de 160 MeV par nucléon, les deux distributions sont normalisées de telle façon que l’abondance relative du silicium (Z = 14) soit de 1000. Certains éléments sont bien plus abondants dans le rayonnement cosmique que dans le milieu interstellaire. En particulier le lithium (Z = 3), le béryllium (Z = 4) et le bore (Z = 5) sont environ 10⁵ fois plus présents dans le rayonnement cosmique. Cette surabondance s’explique par le fait que ces espèces sont produites par les réactions de spallation lors de la propagation des rayons cosmiques dans le milieu interstellaire. Au cours de ces réactions, les noyaux du rayonnement cosmique interagissent avec des noyaux du milieu interstellaire qui se décomposent en noyaux plus légers.
Les processus que nous venons de décrire expliquent les pertes d’énergie des leptons et des hadrons accélérés du rayonnement cosmique. Ces processus de pertes d’énergie impliquent souvent l’émission de rayons γ. Du fait de leur charge, les leptons et les hadrons sont isotropisés lors de leur propagation dans la Galaxie et avant leur détection sur Terre. Ils forment donc ce qu’on appelle des émissions diffuses que nous présenterons un peu plus en détail à la section 1.4. En revanche, les γ ne sont pas chargés et bien qu’ils puissent être absorbés et réémis dans une direction différente, une part non-négligeable de ce rayonnement se propage de manière rectiligne depuis son lieu d’émission jusqu’à la Terre. Ces rayons γ permettent donc de tracer les zones d’émission et d’accélération des leptons et des hadrons et les zones privilégiées dans la Galaxie où ceux-ci interagissent avec le milieu interstellaire. Les sources de rayons γ sont classées en deux catégories, actives et passives, selon qu’elles sont le site d’accélération des rayons cosmiques ou qu’elles sont les cibles de ces derniers.
Les sources galactiques
Les vestiges ou rémanents de supernovæ sont une importante classe de sources γ actives aux énergies du TeV. Ces vestiges de supernovæ sont le résultat de l’explosion d’une supernova, c’est-à-dire de l’effondrement d’une étoile massive sur elle-même lorsque la pression résultant de la fusion nucléaire n’est plus capable de compenser l’attraction gravitationnelle du matériel stellaire. Lors d’une explosion de supernova, cet effondrement a lieu de manière très rapide et très violente : les couches extérieures de l’étoile sont éjectées et le gaz chauffé s’expand à une vitesse supersonique dans le milieu interstellaire environnant causant une onde de choc. Cette onde de choc est de nature à permettre une accélération des rayons cosmiques telle que décrit dans la section 1.1.2.2. Les vestiges de supernovæ sont donc des objets étendus constitués des restes des couches extérieures d’étoiles après leur explosion. L’émission de γ étant liée à l’accélération des rayons cosmiques, elle est plutôt localisée au niveau de l’onde de choc c’est-à-dire en périphérie du vestige.
Les pulsars forment une deuxième classe d’objets galactiques qui émettent des rayons γ. Un pulsar est une étoile à neutrons qui s’est formée après l’explosion d’une supernova et qui est en rotation rapide. Un pulsar émet un faisceau de photons qui n’est détectable que si l’émission se fait dans la direction de l’observateur. La période de rotation du pulsar explique l’intermittence de l’émission. Le terme pulsar provient donc du fait que l’émission apparaît pulsée pour un observateur. Cette période est très rapide, elle varie entre quelques millisecondes et quelques secondes seulement. Les pulsars sont le siège de champ magnétique extrêmement intense, de l’ordre de 10¹³ G. Les pulsars étant en rotation, ce champ magnétique engendre un champ électrique extrêmement fort qui peut alors accélérer des particules qui, à leur tour, peuvent émettre des rayons γ [30]. Les pulsars continuent à émettre des γ bien après que le vestige de supernova ait disparu. Ceci survient après quelques centaines de milliers d’années lorsque l’onde de choc disparaît. Pendant la période où les deux objets coexistent, ils peuvent interagir et former des nébuleuses de vent de pulsar (ou plérions) qui sont des vestiges de supernovæ alimentés par les vents électromagnétiques émis par le pulsar.
Les sources extragalactiques
Les sources extragalactiques de rayons γ de très haute énergie sont, parmi celles qui ont été identifiées, très majoritairement des noyaux actifs de galaxie. Ces galaxies hébergent en leur centre un trou noir supermassif. L’accrétion de matière par ce trou noir engendre des jets bipolaires relativistes. L’angle entre l’observateur et la direction du jet change radicalement la manière dont est perçu un noyau actif de galaxie et a donné lieu à une terminologie nombreuse pour décrire les différents objets observés qui ont depuis été rassemblés dans un modèle d’unification [31, 32]. Parmi ces objets, le plus observé au TeV est le blazar qui correspond à un noyau actif de galaxie dont le jet est orienté à moins de 10° de la direction de l’observateur. L’accélération des rayons cosmiques et la production des rayons γ pourrait avoir lieu dans le jet. Un autre exemple de source extragalactique de rayons γ sont les galaxies à flambées d’étoiles, comme par exemple la galaxie M82 observée par VERITAS [33] et la galaxie NGC 253 observée par H.E.S.S. [34]. Enfin, les sursauts gamma (GRB pour Gamma-Ray Burst en anglais), détectés depuis des années au MeV et au GeV [35], sont supposés être des sources extragalactiques de rayons γ aux très hautes énergies mais n’ont pas encore été détectés à ce jour.
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Table des matières
Introduction
1 Rayonnement cosmique et émissions diffuses
1.1 Rayonnement cosmique
1.1.1 Caractéristiques du rayonnement cosmique
1.1.2 Processus d’accélération
1.1.3 Propagation des rayons cosmiques
1.1.4 Origine des rayons cosmiques
1.2 Rayonnement γ
1.2.1 Les processus leptoniques de production de γ
1.2.2 Les processus hadroniques de production de γ
1.2.3 Propagation des rayons γ
1.3 Sources
1.3.1 Les sources galactiques
1.3.2 Les sources extragalactiques
1.3.3 Le critère de Hillas
1.4 Mesures du rayonnement cosmique
2 Introduction à la matière noire
2.1 Observations
2.1.1 A l’échelle galactique
2.1.2 A l’échelle des amas
2.1.3 A l’échelle cosmologique
2.1.4 Conclusion
2.2 Modèles théoriques et candidats
2.2.1 Les différents scénarios de matière noire
2.2.2 Particules massives interagissant faiblement
2.2.3 Autres candidats
2.3 Recherche de matière noire
2.3.1 Production
2.3.2 Détection directe
2.3.3 Détection indirecte
2.4 Cas de l’astronomie gamma
2.4.1 Flux intrinsèque
2.4.2 Profils de densité de matière noire
2.4.3 Sources potentielles de matière noire
3 Détection au sol du rayonnement γ de très haute énergie et émission Cherenkov
3.1 Développement d’une gerbe atmosphérique
3.1.1 Les gerbes électromagnétiques
3.1.2 Les gerbes hadroniques
3.1.3 Modèles d’interaction hadronique
3.1.4 Modélisation de l’atmosphère
3.2 Emission de rayonnement Cherenkov
3.2.1 Spectre de photons Cherenkov
3.2.2 Distribution latérale du rayonnement Cherenkov
3.3 Techniques de détection des gerbes atmosphériques
3.3.1 Télescopes imageurs du rayonnement Cherenkov atmosphérique
3.3.2 Technique d’échantillonnage du front d’onde Cherenkov
3.3.3 Échantillonneurs de particules
4 L’expérience H.E.S.S
4.1 Un réseau hybride de cinq télescopes
4.1.1 Le site de l’expérience
4.1.2 La phase I de H.E.S.S
4.1.3 La phase II de H.E.S.S
4.1.4 Mise à niveau de H.E.S.S. I
4.2 La calibration
4.2.1 L’étalonnage des caméras
4.2.2 L’étalonnage absolu en énergie
4.3 Les simulations dans H.E.S.S
4.3.1 Les outils de simulation
4.3.2 Simulation du développement des gerbes avec KASCADE
4.3.3 Simulation du détecteur
4.3.4 Simulation acquisition par acquisition
4.4 Reconstruction des événements
4.4.1 La méthode des moments réduits : modèle de Hillas
4.4.2 La méthode du modèle semi-analytique
4.4.3 La reconstruction « modèle 3D »
4.4.4 Comparaison des efficacités des différentes méthodes de reconstruction
4.4.5 Combinaison des différentes méthodes de reconstruction
4.5 Acceptance du détecteur et soustraction du fond
4.5.1 Fonctions de réponse de l’instrument
4.5.2 Les méthodes de soustraction du fond
4.6 Conclusion
Conclusion
