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.

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1 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 Service d'Astrophysique, CEA-Saclay

2 Spécificité 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. Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 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.

3 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Sol-espace Ballons stratosphériques

4 Plan de lexposé Revue des moyens dobservation de la radio aux gamma, en faisant quand même la part belle aux hautes énergie et en mettant laccent sur : Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 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 dobservation les plus pointus sont à la peine (merci à Andrea Goldwurm). Les moyens mieux adaptés à létude des phénomènes cosmiques de haute énergie. Les développements récents et les projets les plus prometteurs, en particulier ceux qui impliquent des laboratoires français.

5 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Radio Avec les X et les gamma, cest 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 Interférométrie VLA, VLBI, Halca Antenne unique GBT, Effelsberg

6 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Fil rouge... Sgr A* VLA à 2cm Lobservation VLBI de Sgr A* à 6 mm pourrait révéler lhorizon du trou noir ! b

7 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Radio millimétrique Un grand projet dinterférométrie millimétrique à léchelle mondiale avec (entre autres) des objectifs cosmologiques. Antenne unique IRAM, NRO Interférométrie IRAM, ALMA

8 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Submillimétrique Le domaine de prédilection de la cosmologie, avec une foule de projets ambitieux, au sol, en ballon et dans lespace. PLANCK FIRST PRONAOS ARCHEOPS

9 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Infrarouge Au sol et dans lespace, les joies du visible sans lécran interstellaire. Une prime aux astres décalés vers le rouge. NGST Un 8 mètres spatial 0,6-30 µm en 2007 SIRTF Le successeur dISO 3-180 µm décembre 2001

10 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Fil rouge... 1 = 0,04 pc Observations à cinq ans dintervalle 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 10 6 M dans un rayon < 0,01 pc autour de Sgr A* trou noir massif.

11 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Visible Domaine de base de lastronomie, pas toujours le plus favorable pour pour étudier les phénomènes cosmiques de haute énergie (absorption interstellaire). Toujours ce vieil HubbleMontée du VLT / VLTI

12 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 UV FUSE, lancé le 24 juin 1999, est une mission de spectromètre dans lUV lointain, seul domaine où il est possible de mesurer labondance 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 labsorption interstellaire.

13 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 : E max (keV) = k f / D où E max 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 lor, k ~ 1). Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 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.

14 Trois grands télescopes X montés parallèlement pour étudier simultanément le même champ du ciel. un petit télescope (30 cm) pour le visible et lUV. Lancé par Ariane V le 10 décembre 1999. Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 La mission Newton-XMM distance focale = 7,5 m plan focal

15 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. Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Instruments focaux Calorimètres Laccroissement dT de la température que mesure le thermistor est presque proportionnel à lénergie E du photon absorbé. absorbeur thermistor point dattache de labsorbeur connecteurs supports

16 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 mm 3 et une reconstitution a posteriori < 100 µ. Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Projet de mission XEUS Projet en développement à lASE, mise en service > 2015 distance focale = 50 m MSC DSC

17 Fil rouge... Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Einstein Une source coïncide avec Sgr A* avec dans la bande X un flux L X (1-4 keV) 1,5 10 35 erg s –1. Rosat résout cette source en 3 sources dont une coïncide avec Sgr A* avec L X (0,8-2,5 keV) 1,5 10 34 erg s –1. Chandra résout cette source en 3 sources dont une coïncide avec Sgr A* avec L X (0,5-10 keV) 4,5 10 33 erg s –1. Einstein 0,1-4,5 keV Chandra 0,5-10 keV 73 = 3 pc

18 ouverture codée résolution ang. bruit de fond champ de vue Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 X « durs » et gamma « mous » télescope Compton résolution ang. bruit de fond champ de vue concentrateurs résolution ang. bruit de fond champ de vue

19 Soit M la matrice gouvernant la répartition des éléments opaques et transparents du masque et S la distribution de lintensité du rayonnement dans le champ de vue. La distribution D du signal reçu par le détecteur est : D = M S(1) où représente lopérateur 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). Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Imagerie par ouverture codée

20 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 SIGMA, le précurseur Premier 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 10 36 erg s –1. 35901 0 1

21 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. INTEGRAL, cest pour bientôt... Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000

22 Le télescope IBIS Deux plans détecteur à 3,2 m dune ouverture codée. ISGRI, réseau de 16384 détecteurs CdTe. PICsIT, réseau de 4096 détecteurs CsI. Un puits de détecteurs BGO comme blindage. Domaine dénergie20 keV-10 MeV Champ de vue9° x 9° (totalement codé) Positionnement des sources< 1 Résolution en énergie7% at 100 keV Sensibilité à 100 keV (10 6 s)4 10 -7 cm -2 s -1 keV -1 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000

23 Plan détecteur ISGRI Un des huit modules du plan détecteur ISGRI avec 128 polycells constitués chacun de 4 x 4 détecteurs CdTe. Première lumière ISGRI Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000

24 Sensibilité IBIS (sources continues) 10 -5 10 -6 10 -7 10 -8 10 -9 1001000 Énergie (keV) 10000 10 6 s Sensibilité (photon cm -2 s -1 keV -1 ) NGC 4151 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000

25 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 SPI Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000

26 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. Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Plan détecteur SPI

27 temps dobservation 0% 100% 50% phase de recette (2 mois) temps ouvert (65%)temps ouvert (70%)75% temps garanti (35%)temps garanti (30%)25% lancementmission nominaleextension 12 mois 36 mois Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Lobservatoire INTEGRAL

28 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 INTEGRAL est un véritable observatoire, ouvert à une très large communauté scientifique dastronomes, de physiciens des particules, de physiciens nucléaires… En dépit de la spécificité des équipements scientifiques (ouverture codée), laccès aux paramètres physiques des sources observées sera à la portée des non-spécialistes. Lappel doffre 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 dAstrophysique, Saclay). Pour en savoir plus sur lObservatoire INTEGRAL http://astro.estec.esa.nl/SA-general/Projects/Integral/integral.html Accès à lobservatoire INTEGRAL

29 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Fil rouge... Images dans la bande 50-150 keV que produirait une observation approfondie (4 10 6 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 laccrétion de matière.

30 Cas particulier des sursauts gamma BeppoSAX a ouvert la voie ; toute mission dévolue à létude 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 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Grâce au champ de vue de ses instruments, INTEGRAL doit détecter 20 sursauts par an. Localisation < 1. dissémination < 1 minute. Spectroscopie fine jusquà 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

31 HETE-2 FREGATE 4 détecteurs NaI pour fournir la détection du sursaut. domaine :6-400 keV champ de vue :3 sr temporisation :10 -5 s Moniteur X 2 télescopes à masque codé à une seule dimension avec compteur proportionnel. domaine :2-25 keV champ 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 keV champ de vue :0,91 sr localisation :< 30 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000

32 SWIFT BAT télescope à masque codé et 5200 cm 2 de CdZnTe pour détection et localisation. domaine :10-150 keV champ de vue :2 sr localisation :< 4 XRT Télescope X mous à miroir, pointe le sursaut en 20-70 s. domaine :0,2-10 keV champ de vue :23 localisation :< 15 Lancement en 2003 UVOT télescope de 30 cm avec matrice CCD intensifiée. domaine :170-650 nm champ de vue :17 localisation :< 1 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000

33 Réseau dalerte des sursauts (GCN) INTEGRAL GLAST HETE-2 SWIFT ULYSSES GCN Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000

34 Le dispositif de mesure des trajectoires fournit la direction des paires électron-positon, le calorimètre fournit lénergie de ces mêmes particules. Les trajectoires des particules de la paire suivent en gros celle du photon incident tant que lénergie du photon E >> 2m e c 2. Effet de paire Un photon dont lénergie E > 2m e c 2 (soit E > 1,022 MeV) est en mesure de créer une paire électron- positon dans le champ électrique intense qui règne au voisinage dun noyau atomique. Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Télescopes spatiaux à effet de paire anti-coïncidence plans de conversion des paires calorimètre dispositif de mesure des trajectoires Photon incident

35 La mission GLAST Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 La charge utile principale LAT est en cours de réalisation par un vaste consortium dinstituts dastrophysique et de physique des particules (États-Unis et France, Italie, Suède, Japon). Domaine dénergie10 MeV à plus de 300 GeV Champ de vue> 3 sr Positionnement des sources30-1 Résolution en énergie2% (> 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.

36 Détection des AGN avec GLAST La Vierge E > 1 GeV Nbre dAGN après 2 ans Après un an de balayage E > 100 MeV Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000

37 Fil rouge... 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 10 37 erg s –1. Compte-tenu de sa résolution angulaire, GLAST sera décisif pour attester l identification de 3EG J 1746-2852 avec Sgr A*.

38 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 cm 2. Domaine dénergie30 MeV - 50 GeV Champ de vue~ 3 sr Positionnement des sources5 - 20 Résolution en énergie100% à 300 MeV 100 MeV sensitivity (10 6 s) 6 10 -9 cm -2 s -1 MeV -1 AGILE : le précurseur de GLAST Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000

39 Les photons > quelques GeV induisent dans la haute atmosphère une gerbe riche de particules relativistes se propageant dans lair en produisant un fin pinceau de lumière Tcherenkov. En atteignant le sol, ce faisceau forme un disque de 100 m de rayon que lon peut détecter par un miroir parabolique. On contrôle ainsi un volume de détection dont la surface sensible est ~ 5 10 4 m 2. Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Les télescopes sol gerbe due à un gamma gerbe due à un proton

40 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000 Florilège de télescopes Tcherenkov HESS CAT CELESTE

41 Recouvrement 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 Jacques PaulGDR PCHE18-19 septembre 2000