Observer les sources extrêmes des ondes radio aux rayons gamma de très haute énergie Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Jacques Paul CEA/DSM/DAPNIA

Observer les sources extrêmesObserver les sources extrêmesdes ondes radiodes ondes radio auxaux

rayons gamma de très haute énergierayons gamma de très haute énergie

Jacques Paul GDR PCHE18-19 septembre 2000

Jacques Paul

CEA/DSM/DAPNIAService d'Astrophysique, CEA-Saclay

Spécificité des sources extrêmesSpécificité des sources extrêmes

Contrairement à la grande majorité des astres qui rayonnent dans une étroite bande spectrale (émission thermique), les sources extrêmes produisent un rayonnement le plus souvent de nature non-thermique dans un très vaste domaine spectral.


Les sites des phénomènes cosmiques de haute énergie doivent donc être observés sur toute la gamme des rayonnements et non dans les seules bandes des photons de haute énergie.

Les observations dans les bandes des photons de haute énergie restent toutefois le moyen privilégié – parfois le seul – pour comprendre les mécanismes intimes des phénomènes cosmiques de haute énergie.

Jacques Paul GDR PCHE

18-19 septembre 2000

Sol-espaceSol-espace

Ballons stratosphériques

Plan de l’exposéPlan de l’exposé

Revue des moyens d’observation de la radio aux gamma, en faisant quand même la part belle aux hautes énergie et en mettant l’accent sur :


Les moyens accessibles aux laboratoires français.

Avec, en fil rouge, le centre galactique, un bel exemple de site où les sources extrêmes se pressent dans la confusion la plus totale et où même les moyens d’observation les plus pointus sont à la peine (merci à Andrea Goldwurm).

Les moyens mieux adaptés à l’étude des phénomènes cosmiques de haute énergie.

Les développements récents et les projets les plus prometteurs, en particulier ceux qui impliquent des laboratoires français.



RadioRadio

Avec les X et les gamma, c’est le domaine de prédilection des phénomènes cosmiques de haute énergie.

Domaine des découvertes historiques (quasars, pulsars)

Bien adapté aux processus non-thermiques

Les meilleures performances en matière de résolution angulaire de tout le spectre électromagnétique

InterférométrieVLA, VLBI, Halca

Antenne uniqueGBT, Effelsberg



Fil rouge...Fil rouge...

Sgr A*

VLA à 2cm

L’observation VLBI de Sgr A* à 6 mm pourrait révéler l’horizon du trou noir !

b



Radio millimétriqueRadio millimétrique

Un grand projet d’interférométrie millimétrique à l’échelle mondiale avec (entre autres) des objectifs cosmologiques.

Antenne uniqueIRAM, NRO

InterférométrieIRAM, ALMA



SubmillimétriqueSubmillimétrique

Le domaine de prédilection de la cosmologie, avec une foule de projets ambitieux, au sol, en ballon et dans l’espace.

PLANCK

FIRST

PRONAOS ARCHEOPS



InfrarougeInfrarouge

Au sol et dans l’espace, les joies du visible sans l’écran interstellaire. Une prime aux astres décalés vers le rouge.

NGSTUn 8 mètres spatial

0,6-30 µmen 2007

SIRTFLe successeur d’ISO

3-180 µmdécembre 2001




1” =

0,0

4 pc

Observations à cinq ans d’intervalle du champ de Sgr A* à 2,2 µm avec le NTT équipé de la camera IR SHARP.

Le mouvement propre des étoiles près du centre est compatible avec une masse de 2,9 106 M dans un rayon < 0,01 pc autour de Sgr A* trou noir massif.



VisibleVisible

Domaine de base de l’astronomie, pas toujours le plus favorable pour pour étudier les phénomènes cosmiques de haute énergie (absorption interstellaire).

Toujours ce vieil Hubble Montée du VLT / VLTI



UVUV

FUSE, lancé le 24 juin 1999, est une mission de spectromètre dans l’UV lointain, seul domaine où il est possible de mesurer l’abondance du deutérium, un traceur sensible de la densité baryonique de l'Univers chaud primordial.

Domaine où les phénomènes cosmiques de haute énergie sont souvent actifs mais où les observations sont limitées par l’absorption interstellaire.

On parvient à focaliser efficacement les photons X avec des combinaisons de miroirs à incidence rasante, comme les optiques de type Wolter I, gouvernées par la relation :

Emax (keV) = k f / D

où Emax est la limite supérieure du domaine spectral accessible, D le diamètre du miroir à incidence rasante, f la distance focale du télescope et k un coefficient fonction de la nature de la surface réfléchissante (pour l’or, k ~ 1).


Rayons X « mous » Rayons X « mous »

Les détecteurs focaux doivent combiner dans une bande large (0,1-10 keV) une grande résolution spatiale et une grande résolution en énergie.

Génération actuelle : CCD

Développements futurs : réseau de micro calorimètres.

Trois grands télescopes X montés parallèlement pour étudier simultanément le même champ du ciel.un petit télescope (30 cm) pour le visible et l’UV.Lancé par Ariane V le 10 décembre 1999.


La mission La mission Newton-XMMNewton-XMM

distance focale = 7,5 m

plan focal

CCD

Réseau de CCD p-n équipant la caméra EPIC de Newton-XMM, constitué de 6 x 2 modules fait

de 64 x 200 pixels chacun.


Instruments focauxInstruments focaux

Calorimètres

L’accroissement dT de la température que mesure le thermistor est presque proportionnel à l’énergie E du photon absorbé.

absorbeur

thermistor

point d’attachede l’absorbeur

connecteurs

supports

XEUS consistera de deux satellites devant être lancés en orbite basse par Ariane V. Les miroirs seront à bord du MSC, un satellite en rotation lente. Les détecteurs seront à bord du satellite DSC. Les deux satellites sont alignés avec une précision < 1 mm3 et une reconstitution a posteriori < 100 µ.


Projet de mission Projet de mission XEUSXEUS

Projet en développement à l’ASE, mise en service > 2015

dist

ance

foca

le =

50

m

MSC

DSC



Einstein Une source coïncide avec Sgr A* avec dans la bande X un flux LX(1-4 keV) 1,5 1035 erg s–1.

Rosat résout cette source en 3 sources dont une coïncide avec Sgr A* avec LX(0,8-2,5 keV) 1,5 1034 erg s–1.

Chandra résout cette source en 3 sources dont une coïncide avec Sgr A* avec LX(0,5-10 keV) 4,5 1033 erg s–1.

Einstein 0,1-4,5 keV Chandra 0,5-10 keV

73” = 3 pc

ouverture codée

résolution ang. bruit de fond

champ de vue


X « durs » et gamma « mous »X « durs » et gamma « mous »

télescope Compton


champ de vue

concentrateurs


champ de vue

Soit M la matrice gouvernant la répartition des éléments opaques et transparents du masque et S la distribution de l’intensité du rayonnement dans le champ de vue. La distribution D du signal reçu par le détecteur est :

D = M S (1)où représente l’opérateur de convolution cyclique. Afin de reconstruire une image représentative du ciel observé W, la fonction de transfert M doit être inversible. Cette condition est satisfaite quand il existe un tableau G telle que G M est une fonction delta. W est alors reconstruit comme suit :

W = G D (2)En tirant D de la relation (1), on obtient :

W = G M S (3)ce qui implique bien W = S car G M = delta. Les masques URA (Uniformly Redundant Array) répondent aux conditions et minimisent le bruit de fond négligé dans (1), (2) et (3).


Imagerie par ouverture codéeImagerie par ouverture codée



SIGMA, le précurseurSIGMA, le précurseurPremier télescope à ouverture codé dans la bande 35 keV à 1,3 MeV. Résolution angulaire : 13’. En service : 1990-1998.

Fil rouge…

Les observations SIGMA 1990-1997 impliquent pour Sgr A* une luminosité L(30-300 keV) < 1,2 1036 erg s–1. 359 0 1

-1

0

1

Images et spectres des sources dans la bande de 15 keV à 10 MeV avec une surveillance des sources en X (3-35 keV) et dans le visible (550 nm). Lancement le 22 avril 2002.

INTEGRALINTEGRAL, c’est pour bientôt..., c’est pour bientôt...


Le télescope IBISLe télescope IBISDeux plans détecteur à 3,2 m d’une ouverture codée.

ISGRI, réseau de 16384 détecteurs CdTe.

PICsIT, réseau de 4096 détecteurs CsI.

Un puits de détecteurs BGO comme blindage.

Domaine d’énergie 20 keV-10 MeVChamp de vue 9° x 9° (totalement codé)

Positionnement des sources < 1’Résolution en énergie 7% at 100 keV

Sensibilité à 100 keV (106 s) 4 10-7 cm-2 s-1 keV-1


Plan détecteur ISGRIPlan détecteur ISGRI

Un des huit modules du plan détecteur ISGRI avec 128 polycells constitués chacun de 4 x 4 détecteurs CdTe.

Première lumière ISGRI


Sensibilité IBIS (sources continues)Sensibilité IBIS (sources continues)10-5

10-6

10-7

10-8

10-9

100 1000

Énergie (keV)

10000

106 s

Se

nsib

ilité

(p

hot

on

cm

-2 s

-1 k

eV

-1)

NGC 4151


Masque codé hexagonal disposé à 1,7 m du plan détecteur : résolution angulaire ~ 2° et champ de vue totalement codé ~ 16°.

Scintillateur plastique pour réduire le bruit de fond à 511 keV.

Puits de blindage actif constitué de scintillateurs BGO pour bloquer le rayonnement de bruit de fond.

Matrice de semi-conducteurs Ge refroidis à 85 K. Résolution en énergie : 2 keV à 1 MeV.

Le spectromètre SPILe spectromètre SPI


Matrice de 19 semi-conducteurs hexagonaux de germanium de grande pureté refroidis à 85 K par cycle de Stirling. Pièces de béryllium pour diminuer la radioactivité induite.


Plan détecteur SPIPlan détecteur SPI

tem

ps d

’obs

erva

tion

0%

100%

50%

phas

e de

rec

ette

(2

moi

s)temps ouvert (65%) temps ouvert (70%) 75%

temps garanti (35%) temps garanti (30%) 25%

lancement mission nominale extension

12 mois 12 mois 36 mois


L’observatoire L’observatoire INTEGRALINTEGRAL



INTEGRAL est un véritable observatoire, ouvert à une très large communauté scientifique d’astronomes, de physiciens des particules, de physiciens nucléaires…

En dépit de la spécificité des équipements scientifiques (ouverture codée), l’accès aux paramètres physiques des sources observées sera à la portée des non-spécialistes.

L’appel d’offre contient les outils et la documentation nécessaires pour permettre aux non-spécialistes de bâtir des propositions compétitives.

Ne pas hésiter à contacter les laboratoires français impliqués dans la réalisation des instruments (CESR, Toulouse ; Service d’Astrophysique, Saclay).

Pour en savoir plus sur l’Observatoire INTEGRALhttp://astro.estec.esa.nl/SA-general/Projects/Integral/integral.html

Accès à l’observatoire Accès à l’observatoire INTEGRALINTEGRAL




Images dans la bande 50-150 keV que produirait une observation approfondie (4 106 s) des régions centrales de la Galaxie. Dans cette simulation, le flux de Sgr A* a été pris égal à celui que prédit le modèle de Narayan et al. 1998 où les processus « advectifs » dominent l’accrétion de matière.

Cas particulier des sursauts gammaCas particulier des sursauts gamma

BeppoSAX a ouvert la voie ; toute mission dévolue à l’étude des sursauts gamma doit réaliser le programme suivant :

HETE-2 : 0,5-400 keV, lancement le 6 octobre 2000

SWIFT : 0,2-150 keV et 170-650 nm, lancement en 2003


Grâce au champ de vue de ses instruments, INTEGRAL doit détecter 20 sursauts par an. Localisation < 1’. dissémination < 1 minute. Spectroscopie fine jusqu’à 8 MeV avec SPI.

Localisation instantanée avec une précision < 1’ dans le plus vaste champ de vue possible

Étude simultanée dans un vaste domaine spectral

Dissémination prompte des données

Deux missions spécifiques

HETE-2HETE-2

FREGATE

4 détecteurs NaI pour fournir la détection du sursaut.

domaine : 6-400 keVchamp de vue : 3 srtemporisation : 10-5 sMoniteur X

2 télescopes à masque codé à une seule dimension avec compteur proportionnel.

domaine : 2-25 keVchamp de vue : 1,6 sr

localisation : < 11’ Lancement par Pegasus prévu le 6 octobre 2000

Camera à X mous

2 télescopes à masque codé à une dimension avec CCD

domaine : 0,5-14 keVchamp de vue : 0,91 sr

localisation : < 30”


SWIFTSWIFT

BAT

télescope à masque codé et 5200 cm2 de CdZnTe pour détection et localisation.

domaine : 10-150 keVchamp de vue : 2 sr

localisation : < 4’

XRT

Télescope X mous à miroir, pointe le sursaut en 20-70 s.

domaine : 0,2-10 keVchamp de vue : 23’

localisation : < 15” Lancement en 2003

UVOT

télescope de 30 cm avec matrice CCD intensifiée.

domaine : 170-650 nmchamp de vue : 17’

localisation : < 1”


Réseau d’alerte des sursauts (GCN)Réseau d’alerte des sursauts (GCN)

INTEGRALGLAST

HETE-2

SWIFT

ULYSSES

GCN


Le dispositif de mesure des trajectoires fournit la direction des paires électron-positon, le calorimètre fournit l’énergie de ces mêmes particules. Les trajectoires des particules de la paire suivent en gros celle du photon incident tant que l’énergie du photon E >> 2mec2.

Effet de paire

Un photon dont l’énergie E > 2mec2 (soit E > 1,022 MeV) est en mesure de créer une paire électron-positon dans le champ électrique intense qui règne au voisinage d’un noyau atomique.


Télescopes spatiaux à effet de paireTélescopes spatiaux à effet de paire

anti-coïncidence

plans de conversion des paires

calorimètre

dispositif de mesure des trajectoires

Photon incident

La mission La mission GLASTGLAST


La charge utile principale LAT est en cours de réalisation par un vaste consortium d’instituts d’astrophysique et de physique des particules (États-Unis et France, Italie, Suède, Japon).

Domaine d’énergie 10 MeV à plus de 300 GeVChamp de vue > 3 sr

Positionnement des sources 30”-1’Résolution en énergie 2% (> 10 GeV)

Sensibilité (après 2 ans) 2 10-9 cm-2 s-1 (> 100 MeV)

Mission NASA dont le lancement est prévu en 2005.

GLAST emporte aussi le moniteur de sursauts gamma GBM qui opérera dans la bande de quelques keV à 30 MeV.

Détection des AGN avecDétection des AGN avec GLAST GLAST

La ViergeE > 1 GeV

Nbre d’AGNaprès 2 ans

Ap

rès

un a

n d

e b

ala

yag

e E

> 1

00

MeV





La source EGRET 3EG J 1746-2852 est compatible avec une source ponctuelle au centre même de la Galaxie dont le flux serait L(> 100 MeV) = 2,2 1037 erg s–1. Compte-tenu de sa résolution angulaire, GLAST sera décisif pour attester l ’identification de 3EG J 1746-2852 avec Sgr A*.

Petite mission spatiale Italienne devant être lancée en 2002.

Un unique dispositif de mesure des trajectoires (similaire à ceux de GLAST) fait de 14 plans de 38 x 38 cm2.

Domaine d’énergie 30 MeV - 50 GeV

Champ de vue ~ 3 sr Positionnement des sources 5’ - 20’

Résolution en énergie 100% à 300 MeV100 MeV sensitivity (106 s) 6 10-9 cm-2 s-1 MeV-1

AGILEAGILE : le précurseur de : le précurseur de GLASTGLAST


Les photons > quelques GeV induisent dans la haute atmosphère une gerbe riche de particules relativistes se propageant dans l’air en produisant un fin pinceau de lumière Tcherenkov. En atteignant le sol, ce faisceau forme un disque de 100 m de rayon que l’on peut détecter par un miroir parabolique. On contrôle ainsi un volume de détection dont la surface sensible est ~ 5 104 m2.


Les télescopes solLes télescopes solgerbe due à un gamma

gerbe due à un proton



Florilège de télescopes TcherenkovFlorilège de télescopes Tcherenkov

HESS

CAT

CELESTE

Recouvrement sol-espaceRecouvrement sol-espace

VERITAS (a)WHIPPLE (a)HEGRA (a)CELESTE (a)MAGIC (a)GLAST (b)EGRET (b)MILAGRO (b)

(a) 50 heures, >10 événements(b) après un an de balayage


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Observer les sources extrêmes des ondes radio aux rayons gamma de très haute énergie Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Jacques Paul CEA/DSM/DAPNIA