L’ exploration du ciel en rayons g de haute énergie Benoît Lott, CEN Bordeaux-Gradignan

Plan Spécificités de l’ astronomie g Les instruments: GLAST, CELESTE, HESS Les processus d’ émission Les sources: - les noyaux actifs de galaxies - les sursauts g - les pulsars & plérions - les restes de supernova - les sursauts solaires - les sources non-identifiées  les plus massives  les plus puissantes  les plus visibles  les plus insaisissables  les plus proches  les plus mystérieuses

Spécificités de l’ Astronomie g Domaine étendu: 30 keV-30 TeV 9 ordres de grandeur g de haute énergie: E>30 MeV Spécificité astrophysique La plupart des photons de plus basse énergie sont émis par rayonnement de corps noir. Les photons g sont eux émis dans des processus non-thermiques par des particules accélérées dans des sites cosmiques. Spécificités instrumentales Peu de photons: N(E) ~ E-2  grande surface de collection ! Pas de possibilité de focalisation Les photons n ’atteignent pas le sol (27 X0): gerbe électromagnétique dans l’ atmosphère. 2 types de détecteurs - télescopes embarqués (“basse énergie” E<10 GeV ) - télescopes Cherenkov au sol (“haute énergie” E>250 GeV ). La région 10 GeV-250 GeV reste peu ou pas explorée. Aucun instrument à grand champ de vue au-delà de 10 GeV. g e+e- ge+ ge- e+e- ge+ e+e- ge-

Télescopes g de haute énergie EGRET/CGRO 20 MeV< Eg <30 GeV CELESTE: Eg >60 GeV CAT: Eg >250 GeV

Panorama des télescopes X et g expériences au sol terra incognita aucun détecteur satellites Operationnal Glast will fill the gapbetween satellites and ground based experiments Ouverture d’ autres “fenêtres”: neutrinos, ondes gravitationnelles

Autres Instruments en Astrophysique de Haute Energie Rayons Cosmiques de Ultra-Haute Energie: Auger E > 1019 eV (~1 J) Flux ~ 1 km-1 y-1 E~1020 eV Flux ~ 0.01 km-1 y-1 S=3000 km2 qdef < 1° :“astronomie de rayons cosmiques” Neutrinos de haute énergie (E>10GeV): Antares (0.04 km3): Méditerranée IceCube (1 km3): Antarctique L’ Astronomie neutrino a déjà valu un prix Nobel! Ondes gravitationnelles: LIGO, VIRGO, LISA Interféromètres laser

LAT (Large Area Telescope) 20 MeV-300 GeV Pair conversion telescope 16 towers Veto Tracker Calorimetre + - France: X, DAPNIA, CENBG LAT EGRET

Performances de GLAST Budget: 300 M$ 100 s 1 orbit 1 day Flux limit( 10-6 g cm-2 s-1) 1 day 1 year Reduction in size of error box, crucial to identify objects to find a counterpart known in catologs established at other wavelengths 4 10-9 g cm-2 s-1 for 1 year Budget: 300 M$

CELESTE

Technique d ’ échantillonnage du front d’ onde 53 héliostats (54 m2) suivent la source avec un pointé convergent à 11 km Héliostat i : Ai(t) photon g Cascade électromagnétique : e+, e- g Photons Cherenkov Tour

Reconstruction du front d’ onde fenêtres de 100 ns Flash ADCs à 1Ghz: temps d’ arrivée+amplitudes: reconstruction du front d’onde

Discrimination g-hadron Différence entre mesures sur source et hors source

HESS Construit en Namibie par une collaboration franco-allemande 4 imageurs en mode stéréo 380 miroirs couvrant 82 m2 caméra faite de 960 pixels Ciel de l’ hémisphère Sud: Centre Galactique... Seuil final: 100 GeV sensitivité (E> 100 GeV): 10-11 cm-2 s-1 résolution angulaire: 0.1° résolution en énergie: 25% 1er imageur mis en service en 2002 détection du Crabe, PKS2155-304 fin de construction: 2004

 Processus d ’ émission non-thermiques E~kT  T~1010 °K for E=1 MeV! Emission par des particules relativistes accélérées dans des accélérateurs cosmiques électrons Bremsstrahlung par intéraction avec la matière Synchrotron par intéraction avec les champs magnétiques (polarisation, q=1/G) Diffusion Compton Inverse par intéraction avec des photons de faible énergie hadrons ( noyaux atomiques) production de p0: p0  2g photoproduction ou réactions nucléaires p+,-  m+,- +nm  électrons+neutrinos e+,-+ne+nm  Les rayons g permettent de sonder les sites d ’ accélération de particules dans l ’ Univers.

Accélération diffusive par choc (1st order Fermi) Equations de Rankine-Hugoniot : conservation de la masse: conservation du moment: conservation de l’ énergie: g=5/3    Gain d’ énergie par cycle: Probabilité d’échappement: Spectre d’ énergie: Donor medium accepting medium approaching medium cross the shock back and forthclassical kinetic theory Loi de puissance! n(E) = E-2

EGRET au sol Le ciel g (E>100 Mev) S. Digel EGRET au sol Le ciel g (E>100 Mev) Mrk 421 1ES 1426+428 Mrk 501 1ES 1959+650 Cas A Crab 1ES 2344+514 PKS 2155-304 blazar plérion reste de supernova 271 sources dont 170 non identifiées

Noyaux Actifs de Galaxies (AGNs) Qq % des galaxies sont “actives”, Lnucleus > Lstar 95% sont muettes en radio:”Seyfert” 5% émettent en radio (lobes): “quasars” ou “blazars” Blazars: Grande luminosité (up to 1049 erg /s), grande polarisation, forte variabilité (T< 1h), mouvement superluminique Source compacte: R < cT Grande luminosité  énergie gravitationnelle grande efficacité, 42% pour un trou noir (de Kerr) en rotation maximale 60+ blazars ont été détectés par EGRET en tant que sources g (0.03< z <2.3) 14 objets BL Lac: <z>~0.5 46 FSRQs: <z>~2.3 Cen A Cen A z=Dl/l~v/c=Hd/c 1 M ~1054 erg Cyg A Cyg A

Mouvement superluminique “focalisation” (beaming) vc, a0 Observation VLBI: vapp=4 c! vapp observées jusqu’à 20 c!

Aberrations relativistes! Jets dans AGNs Problème: Sources compactes, grande luminosité Grande profondeur optique pour la production de paires Seule solution connue: focalisation relativiste Blazar: Trou noir supermassif (108-109 M ) accrétant de la matière par un disque, émettant un jet relativistic aligné avec la direction de l’ observateur. M87 tt/d4 Aberrations relativistes!

Spectres en énergie des blazars Mrk421 nF(n)= n2 N(n) 2 pics: émission synchrotron diffusion Compton inverse Emission sur 17 décades en énergie! Différentes classes de blazars: forte luminosité, basse énergie: “rouges” faible luminosité, haute énergie: “bleus” Informations fournies par les études de variabilité: décalages temporels entre bandes  compétition accélération/ refroidissement Mrk421 Spada et al.

Blazars vus du sol CELESTE Mrk 421(1992): z=0.031, SEDs par CAT, Whipple, HEGRA, g~2.9 Mrk 501(1996): z=0.033, SEDs par imageurs, g~2.5 1ES 2344+514 (1998): z=0.044, 5 s in 1995 (Whipple) 1ES 1959+650 (2002): z=0.04, 3 imageurs (13.5 s pour CAT), g~2.6 1ES 2155-304 (1996): z=0.116, Durham, Hess 1ES 1426+428 (2001): z=0.129, 3 imageurs (9.0 s pour CAT), g~3.7 Seuls des blazars proches sont vus à haute énergie! CAT CELESTE Premier spectre de Mrk421 entre 50-400 GeV (F.Piron)

Questions ouvertes sur les blazars Quels sont les mécanismes d ’ extraction de l ’ énergie du trou noir de production du jet d ’ accélération de particules? Quels sont les paramètres physiques responsables des différences de propriétés observées (LBL vs. HBL): taux d ’ accrétion? -Quel est la nature du plasma relativiste? Électrons-positons ou électrons-protons -Quels sont les photons qui, après diffusion, vont conduire au pic de haute-énergie: ceux du disque ou ceux produits par effet synchrotron? -Comment ont évolué les différentes populations de blazars au cours du temps? EGRET: 66 Blazars (0.03< z<2.3) GLAST: > 4000 Blazars

Microquasars Mouvement superluminique observé pour des sources Galactiques! GRS 1915+105 1.2 c <Vapp < 1.7 c Sources variables en X: jets! Microquasars présents dans les boîtes d’ erreur de deux sources EGRET F. Mirabel microquasar quasar MBH (M) 5-30 108-109 G 2-10 10-50 Rdisque(km) 103 109 lradio (ly) ~3 106 d(ly) 104 107-109 R a MBH t a MBH

Fond Diffus Infrarouge Hubble Deep Sky Survey stars stars dust dust Mesure difficile due to aux larges contributions d’ avant-plan Light from the stars shifted to infrared because of the Universe expansion and the absorbtion and reeemission by dust TeV energy with Mkn 501 seuil: E. Bloom

Physique des Astroparticules Willis Fond g extragalactique - Noyaux actifs de galaxies non résolus -contribution résultant de la décroissance de particules reliques comme des défauts topologiques? GLAST GLAST EGRET EGRET Recherche de matière noire Galactic center, M31… candidat stable supersymétrique neutralino avec 50 GeV < Mc < 100 GeV cc  g X or cc  g g Présence d’une ligne à Eg=Mc? Fort continuum

Sursauts gamma (GRBs) Les GRBs sont les phénomènes 1997: Evénement majeur BeppoSax permet la découverte d ’une counterpartie optique. Galaxie hôte: z=0.695 ! Découverts en 1967, «révélés » en 1973 ‘burst’: 100ms-100s (sous structure ms) distribution bimodale ‘afterglow’: quelques jours flux g 103-104 supérieurs à ceux des AGNs isotropie: halo galactique étendu ou sources à des distances cosmologiques? Origine galactique longtemps favorisée à cause des contraintes énergétiques... Les GRBs sont les phénomènes connus les plus énergétiques depuis le Big Bang: jusqu ’à 1054erg/s

Grande variété de courbes de lumière! Courbes de lumière et spectres d ’ énergie Band et al.: Grande variété de courbes de lumière!

Contreparties optiques 30 contreparties observés, 21 galaxies hôtes: (raies d ’ absorption ou d ’ émission) galaxies bleues, de faible masse, typiques d ’ une intense formation d ’ étoiles Nombreux programmes « multi-longueur d ’onde » mis en place: de l ’ optique au TeV

Le modèle de la boule de feu Explosion d ’ origine stellaire (galaxie z~1): «boule de feu» de e+,e-,g et qq baryons en expansion. Jet collimaté avec 10-4 M et G ~100-1000 Cassure dans la courbe de lumière prouve la focalisation (qjet=1/Gbreak) bilan énergétique réduit d ’un facteur W /4p Chocs entre « blocs » en collision: accélération of e, baryons (UHECRs)? émission g via synchrotron+ Compton Inverse Progéniteurs possibles effondrement d ’une étoile massive: hypernova, collapsar... coalescence d ’ objets compacts: étoiles à neutrons, trous noirs distinction par positions dans galaxies hôtes?

occultation by the Earth GRBs vus par EGRET 30 (long) sursauts dont 4 avec E>100 MeV EGRET pénalisé par un long temps mort (100ms) B.Dingus 18 GeV occultation by the Earth Spectre d’ énergie des 4 sursauts de haute énergie vus par EGRET

Etude des sursauts g avec GLAST GLAST: couverture de 20 keV à 300 GeV 200 sursauts par an! Fortes contraintes sur G via the plus hautes énergies mesurées Tests de gravité quantique v~c (1-x Eg / EQG) EQG ~1019GeV Autres programmes: autres longueurs d ’ onde (HETE2, SWIFT, ECLAIR,TAROT…) « sursauts neutrinos »: intéractions hadroniques « Ultra High Energy Cosmic Rays? » sources candidates ( « energetics + Eloss ») Ondes gravitationnelles: si coalescence  d’ étoiles binaires

Chandelle standard: composante Inverse Compton La Nébuleuse du Crabe (plérion) T=33ms Chandelle standard: composante Inverse Compton jusqu’ au TeV! Celeste (D. Dumora)

Pulsars Geminga Crabe Etoile à Neutrons Stade ultime d ’ évolution des étoiles massives (1.4 M <M< 3 M) Propriétés R=10 km, M=1 M , densité nucléaire, B~1012G, intérieur superfluide, cœur de quarks déconfinés? « phare » cosmique, T=10ms - 3s >1000 connus en radio, 8 en g 150 SNR, 12 associations connues Les 3 sources g les plus intenses du ciel sont des pulsars: Geminga (400 ly, lié à la “Bulle Locale”?) Crab (7000 ly), Vela (800 ly) Le «vent » d ’ électrons des jeunes pulsars peut fournir de l ’ énergie à l ’ éjecta: nébuleuse ou « plérion », comme la nébuleuse du Crabe. Geminga Crabe « Anticentre galactique » EGRET

Mécanisme du pulsar R=cW-1 Radio: émission cohérente WR=c A. Harding Radio: émission cohérente Emission haute énergie: deux classes de modèles concurrentes considérant différentes positions de la cavité accélératrice dans la magnétosphère. - calotte polaire (small Wem) - cavité externe (large Wem) DV~ 1014 V pour le pulsar du Crabe

Pulsar g: un phénomène fréquent? Les pulsars g ont les “facteurs “d’ observabilité” les plus élevés. Gain en sensibilité  découverte de nombreux pulsars g plusieurs dizaines avec GLAST “blind search”: mise en évidence du caractère pulsé sans connaissance préalable de la période Détermination de l’ énergie de coupure . E (4p d2)

Restes de Supernova en «Coquille» Coquilles: pas de nébuleuses actives sites prouvés d ’ accélération d ’ électrons Source des rayons cosmiques? Paradigme actuel: CR jusqu ’ au « genou » sont accélérés dans des chocs avec ISM Mécanisme de Fermi du 1er ordre (E<1014eV) conduit naturallement à une loi de puissance SNRs(?) AGNs? GRBs? Ce paradigme souffre de difficultés: isotropie, raccordement « accidentel » de différentes composantes... Signature: p + p  p0 +X

Exemples de restes de supernova Cygnus loop, HST EGRET: plusieurs sources compatibles with SNRs mais: problèmes persistents de position absence de clair pic p0 intéractions des rayons cosmiques avec des nuages moléculaires S. Digel

Emission Galactique Diffuse Origine: intéractions (Brems., IC) des électrons et protons (p0) avec les nuages moléculaires et les photons ambiants. Anomalie observée par EGRET au delà de 300 MeV: spectre plus dur (hadrons) au Centre Galactique ou composante IC plus grande (electrons)? Détermination du rapport CO/H2 des nuages moléculaires

Meilleur compréhension des phénomènes solaires de haute énergie Sursauts solaires Protons et électrons accélérés jusqu ’à 1 GeV durant des sursauts violents par reconnection des lignes de champ magnétiques dans les boucles solaires pic p0 clairement visible Meilleur compréhension des phénomènes solaires de haute énergie

Environ 9000 nouvelles sources sont attendues avec GLAST... Sources d ’ EGRET non-identifiées 60% (170 sur 271) des sources d ’ EGRET, la plupart dans le Plan Galactique n ’ ont pas de contreparties visibles (radio, optical, X) dans leur boîtes d ’ erreur et sont donc « non-identifiées ». Un des buts majeurs des futurs télescopes (GLAST) est de clarifier la situation grâce à: - une meilleure détermination de la position - une mesure plus précise du spectre jusqu ’ à Ecoupure - des études de variabilité. Candidats: - Pulsars silencieux en radio (ex: Geminga) associés à la Ceinture de Gould - Chocs dans les systèmes binaires - Microquasars (version Galactique des blazars) - Nouvelle(s) classe (s) d ’ objets?? Environ 9000 nouvelles sources sont attendues avec GLAST...