Une Ere Nouvelle pour l'Astronomie l'expérience « HESS » H igh E nergy S tereoscopic S ystem en Namibie Deux des télescopes HESS L'équipe NEC devant le.

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1 Une Ere Nouvelle pour l'Astronomie l'expérience « HESS » H igh E nergy S tereoscopic S ystem en Namibie Deux des télescopes HESS L'équipe NEC devant le premier télescope HESS Vue d'artiste d'une galaxie « active » avec son trou noir central: une source potentielle de rayons gamma de très haute énergie (Spektrum der Wiss.)

2 Fenêtres sur l'Univers La majeure partie de notre connaissance de l'Univers provient de l'observation du rayonnement électromagnétique émis par les objets célestes – la lumière des étoiles est l'exemple le plus commun de ce rayonnement. Même à l'oeil nu, par nuit claire, il est difficile de ne pas être émerveillé par la vue du ciel étoilé. Les images produites par les grands télescopes optiques modernes combinent cette beauté fascinante avec une énorme richesse d'information pour les scientifiques. Une galaxie spirale déformée ESO 510-13 (C. Conselice et al., Hubble Heritage Team, NASA) La Nébuleuse du Cône (ACS Science and Engineering Team, NASA) L'Amas d'Etoiles du Sagittaire (Hubble Heritage Team, AURA/STScU/NASA)

3 La lumière des étoiles constitue une fraction minuscule du spectre électromagnétique arrivant sur terre. Du rouge au bleu, le spectre visible ne couvre en effet qu'une décade dans toute la gamme des fréquences, alors que le spectre complet s'étend sur 70 décades, depuis les fréquences radio jusqu'aux rayons gamma que les télescopes de HESS étudient. L'astrophysique moderne explore cette vaste gamme spectrale, afin d'approfondir la connaissance de notre voisinage stellaire, des galaxies les plus lointaines comme les plus proches, améliorant ainsi notre compréhension de l'Univers et de son histoire. «La Voie Lactée en Multi Longueur d'Onde » illustre comment la Voie lactée se présente dans les différentes bandes de fréquence. Vu en lumière visible, le centre de notre galaxie est caché par des nuages de gaz. Par contre, le rayonnement infrarouge et les rayons gamma traversent ces nuages et fournissent une image de ce centre. Les observations infrarouges ont ainsi révélé la présence d'un trou noir supermassif au cœur de la galaxie, d'une masse équivalente à celle d'un million de soleils. (NASA) La Gamme des Fréquences L'expérience HESS se propose d'explorer l'Univers en utilisant les rayons gamma de très haute énergie, une gamme de fréquences encore très peu connue. Explorer l'Univers avec HESS

4 Rayons gamma du cosmos Pourquoi étudier les rayons gamma? Les rayons gamma de très haute énergie nous permettent d'étudier les objets les plus extrêmes de l'Univers. La majeure partie du rayonnement gamma que nous détectons est un rayonnement thermique créé par les corps chauds tels que notre Soleil. Plus la source est chaude, plus la fréquence du rayonnement est élevée. Mais de simples considérations énergétiques montrent qu'aucun corps ne peut être assez chaud pour émettre des rayons gamma de très haute énergie ; ceux-ci ne peuvent donc être produits que dans des conditions extrêmes dites « non- thermiques ». Les sites les plus favorables pour l'émission de tels rayons sont les explosions stellaires – supernovæ – ou l'environnement des trous noirs géants supposés être tapis dans les noyaux actifs de galaxie et continuellement alimentés par la matière stellaire environnante. Les télescopes HESS nous permettront de tester les lois de la physique des particules dans de telles conditions extrêmes. La galaxie active Cygnus A – la petite tache blanche au centre – envoie des faisceaux de matière à travers des centaines de milliers d'années-lumière, faisceaux qui produisent des lobes turbulents à l'endroit où ils sont arrêtés. (NRAO) La supernova Cassiopeia A a explosé en 1680, propulsant dans l'espace une onde de choc qui atteint aujourd'hui une taille de 15 années-lumière. Les particules qui ricochent sur l'onde de choc sont accélérées à très haute énergie. (R. Tuffs, MPIK) La nébuleuse du Crabe est le reste d'une explosion stellaire datant de 1054. Ce fut la première source intense de rayons gamma de très haute énergie découverte en 1989 par le télescope Tcherenkov américain Whipple. (Équipe de FORS Team, VLT, ESO)

5 L'astronomie avec des télescopes Tcherenkov Rayon Gamma ~ 10 km Gerbe de Particules ~ 1 o Lumière Tcherenkov ~ 250 m Détecter les rayons gamma cosmiques La détection au sol des rayons gamma de très haute énergie est impossible, car ils sont absorbés par interaction avec les atomes de la haute atmosphère terrestre. Seuls des instruments sur satellites pourraient les détecter directement, mais le flux de ces rayons gamma de très haute énergie est si faible que leur étude nécessiterait un satellite de taille déraisonnable. HESS exploite donc les interactions des rayons gamma avec l'atmosphère pour les détecter indirectemement depuis le sol. Quand un rayon gamma est absorbé, son énergie est en effet convertie en une cascade de particules secondaires – « gerbe atmosphérique » – qui produit une onde de choc lumineuse – « lumière Tcherenkov » – sous la forme d'un faisceau de lumière bleue de faible intensité. Cet éclair de lumière illumine une surface d'environ 250 m de diamètre au sol et ne dure que quelques milliardièmes de seconde. Invisible à l'oeil nu à cause de sa rapidité et de sa faible luminosité, ce signal peut être observé par un télescope disposant d'un grand miroir (pour compenser la faible intensité) et d'un détecteur de lumière extrêmement rapide (pour profiter de la brièveté du signal). L'entrée d'un rayon gamma dans l'atmosphère produit ainsi une empreinte lumineuse semblable à celle d'un météore, qui donne une indication sur sa direction d'origine. L'obtention d'une seule image donne une information bidimensionnelle qui rend difficile la détermination précise de la direction incidente. L'ajout d'une seconde image prise d'un point différent permet d'obtenir une perception tridimensionnelle par l'ajout de la profondeur. Comme l'espacement de 10 centimètres entre nos yeux nous permet de percevoir l'espace en trois dimensions jusqu'à une distance de quelques mètres ; l'utilisation de deux télescopes espacés d'environ 100 m donne une vision stéréoscopique des gerbes atmosphériques à environ 10 kilomètres de distance, facilitant ainsi grandement leur étude. Systèmes Stéréo- scopiques de télescopes Pour une meilleure sensibilité, le système de HESS utilise quatre grands télescopes disposés sur un carré de 120 m de coté.

6 Les télescopes de HESS Comme tous les grands télescopes optiques, les télescopes Tcherenkov de HESS sont composés d'un miroir qui focalise la lumière incidente et d'un détecteur de lumière (la « caméra ») qui enregistre les images. Afin de viser des étoiles ou des objets plus distants et de les suivre quand ils se déplacent dans le ciel, le télescope est monté sur un rail circulaire horizontal et le support miroir est mobile dans un plan vertical (monture « alt-azimutale »). La caméra est fixée par quatre mâts dans le plan focal du miroir, 15 m au-dessus de ce dernier. Vue d'ensemble Monture et Coupole Miroir La monture et les supports de miroir sont des structures métalliques solides, conçues pour être très rigide et pesant 60 tonnes. Elles ont été conçue par SBP (Stuttgart, en Allemagne) et fabriquée par NEC (Windhoek, Namibie) selon des schémas de production de SCE (Windhoek, Namibie). Le système de suivi piloté par ordinateur a besoin de une à trois minutes pour orienter le télescope sur n'importe quel objet céleste depuis la position de stationnement. Un petit télescope optique de guidage et de contrôle est attaché à la monture du télescope. Le diamètre du réflecteur est supérieur à 12 m, pour une surface de miroir de 108 m 2. Plutôt qu'un seul grand miroir, très lourd et très coûteux, le réflecteur est composé de 380 éléments de miroirs circulaires de 60 cm de diamètre constituées de verre dépoli aluminisé en surface avant. La production de ces éléments par des entreprises Tchèques et en Arméniennes a duré environ trois ans. Leur qualité optique a ensuite été vérifiée en laboratoire. Une fois instalées, ces 380 éléments de miroirs doivent être alignés précisément les uns par rapport aux autres. Chacun d'eux peut être positionné à distance avec une précision de quelques millièmes de millimètre, à l'aide de deux actuateurs pilotés par un moteur. Pour les aligner, il suffit de pointer le télescope sur une étoile ; une caméra CCD au centre du miroir enregistre l'image résultante et un algorithme actionne les moteurs jusqu'à obtenir une qualité d'image optimale. Monture Support de Miroir Caméra Rail Circulaire Miroir en verre Actuateurs et moteurs Cadre de Support

7 Les caméras de HESS Comme un appareil photographique, les caméras enregistrent les flashes lumineux courts et faibles produits par les gerbes. Des dispositifs électroniques appelés photomultiplicateurs sont utilisés pour convertir la lumière en signaux électriques. La différence principale avec les appareils photographiques numériques modernes est le temp de pose beaucoup plus court des caméras (presque un million de fois plus court) ainsi que leur plus grande sensibilité. Chaque caméra comporte 960 pixels couvrant une surface d'environ 1,4 m de diamètre – voir l'image ci- dessous – et équivalents à un champ visuel de 5° sur le ciel (environ 10 fois le diamètre de la lune). Caméras Tcherenkov Pour simplifier la construction et l'entretien, les 960 pixels sont groupés 16 par 16 dans 60 « tiroirs ». Chaque tiroir contient les photomultiplicateurs et l'électronique nécessaire au traitement des signaux reçus et se glisse dans le corps de caméra. La section arrière du corps de caméra contient les alimentations électriques et le système d'acquisition en ligne. Au total, la caméra dissipe près de 5 kilowatts. Pour évacuer cette chaleur, une centaine de ventilateurs commandés par ordinateur contrôlent la circulation d'air à l'intérieur de la caméra. L'électronique de chaque tiroir échantillonne et enregistre le signal des détecteurs de lumière un milliard de fois par seconde grâce à des circuits intégrés dédiés. Un circuit de déclenchement (« trigger ») scrute en continu les signaux à la recherche d'une image de gerbe. Lorsqu'il en détecte une, il déclenche la sauvegarde des données et leur envoi par fibre optique à la station centrale d'enregistrement dans le bâtiment de contrôle. Elles y sont transformées et conservées pour être analysées ultérieurement. Construction Modulaire Les blocs fonctionnels de base : « Tiroirs »

8 Observer avec HESS Un télescope Tcherenkov fonctionne différemment d'un télescope optique « classique » : au lieu de former l'image de la source, située à l'infini, dans le plan focal, il enregistre l'image des gerbes atmosphériques (proches). Remonter à l'image de la source nécessite alors de combiner jusqu'à quatre images de la même gerbe. Leur analyse permet de déterminer la direction du rayon gamma (et donc de le placer sur une carte du ciel) et d'en mesurer l'énergie. L'accumulation de nombreuses gerbes permet de former une carte de la source en gamma, ainsi que son spectre en énergie (sa « couleur »). Les rayons gamma transportent beaucoup d'énergie – autant que 1000 milliards de photons visibles chacun – et sont donc produits en nettement moins grand nombre. Du fait de cette rareté, la compréhension des mécanismes à l'oeuvre au coeur d'un accélérateur cosmique de particules nécessite de nombreuses heures d'observation. Dans les cas extrêmes, plusieurs centaines d'heures sont nécessaires à la détection d'un objet céleste. La ténuité des flashes Tcherenkov impose de faire fonctionner les télescopes de HESS uniquement les nuits sans lune, ce qui représente environ 1000 heures d'observation par an. Chaque nuit, un télescope ne suit un objet donné qu'au maximum quelques heures (les conditions d'observation sont meilleures lors de leur passage au méridien local) et peut ainsi suivre jusqu'à une douzaine d'objets différents. L'orientation des télescopes et l'acquisition des données sont totalement automatisées, chaque télescope passant d'une cible à l'autre selon un ordre préétabli. Deux ou trois observateurs sont cependant présents et peuvent intervenir en cas de problème technique ou réagir en cas de résultats inattendus. Les observateurs viennent généralement des établissements participants ; ils restent en Namibie durant une période de nouvelle lune (deux à trois semaines) et sont secondés par les experts locaux. Une première analyse rapide des données est effectuée automatiquement sur place, mais l'analyse finale plus détaillée sera en général exécutée chez un ou plusieurs des instituts participants, y compris l'université de Namibie. Image d'une gerbe atmospherique, vue avec un télescope de HESS.

9 Les télescopes de HESS sont construits par une collaboration internationale de plus de 50 scientifiques de huit pays différents. Les instituts participants sont : Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg, Germany Humboldt Universität Berlin, Germany Ruhr-Universität Bochum, Germany Universität Hamburg, Germany Landessternwarte Heidelberg, Germany Universität Kiel, Germany Universités Paris VI - VII, France, LPHNE Laboratoire Leprince-Ringuet, Ecole polytechnique, Palaiseau, France PCC College de France, Paris, France Université de Grenoble, France CERS, Toulouse, France CEA Saclay, France Observatoire de Paris-Meudon, DAEC, France Durham University, U.K. Dublin Institute for Advanced Studies, Dublin, Ireland Charles University, Prag, Czech Republic Yerevan Physics Institute, Yerevan, Armenia University of Namibia, Windhoek, Namibia University of Potchefstroom, Republic of South Africa La collaboration HESS La région du Gamsberg est connue depuis longtemps pour ses excellentes conditions atmosphériques pour l'astronomie optique, avec notamment beaucoup de nuits claires et transparentes. L'hémisphère austral offre des conditions optimales pour observer les sources de notre galaxie dont le centre, en particulier, passe quasiment au zénith. Le climat permet de construire des télescopes sans abri de grande taille. HESS en Namibie Pourquoi HESS est situé en Namibie? Un point clé dans le choix de l'emplacement de Gamsberg a été la coopération avec l'université de Namibie en tant qu'associé local et la réponse très positive à cet égard du gouvernement namibien. La construction et l'exploitation de HESS sont définies et soutenues par un échange de notes entre la Namibie et le gouvernement allemand, et par des accords de coopération entre l'université de Namibie et des instituts de HESS. HESS permettra aussi d'apporter une formation idéale à des étudiants namibiens, incluant la technologie moderne, des techniques pour le traitement et l'analyse de données et la coopération dans une entreprise multinationale. Education Qui participe à HESS ?

10 Pourquoi HESS ? Plus d'informations sur HESS et l'astrophysique Davantage d'informations sur le projet de HESS peuvent être trouvées sur les pages web de HESS: http://www.mpi-hd.mpg.de/HESS Autres ressources intéressantes sur l'astronomie et l'astrophysique : http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ : une nouvelle image astrophysique légendée chaque jour, ainsi qu'une grande bibliothèque des images précédentes. http://heritage.stsci.edu/ : une collection des images les plus fascinantes du télescope spatial Hubble http://heasarc.gsfc.nasa.gov / : les pages de la NASA sur l'astrophysique de haute énergie http://www.stsci.edu/astroweb/astronomy.html : Astroweb – astronomie et astrophysique sur Internet Victor Hess, en 1912 Ce nom est en même temps un hommage à VICTOR FRANCIS HESS, physicien né en Autriche en 1883 et qui a émigré aux États-Unis en 1938. Hess a obtenu le prix Nobel de physique en1936 pour sa découverte des rayons cosmiques. Il a détecté ce rayonnement ionisant au cours de dix vols en ballon, entre 1911 et 1913. Voyant que l'intensité augmentait avec l'altitude, il a compris que ce rayonnement venait de l'espace. Durant ses cinquante ans de carrière, il a apporté de nombreuses contributions fondamentales concernant la compréhension de ce rayonnement et de ses effets sur le corps humain. Les rayons cosmiques et leur origine sont restés depuis lors un sujet de recherche intense. L'acronyme H.E.S.S. signifie « système stéréoscopique de haute énergie », ce qui résume les caractéristiques principales de l'instrument. Pour en savoir plus Editor: W. Hofmann MPI für Kernphysik Heidelberg Traduction: M. Punch, J.-P. Tavernet, M.de Naurois B. Giebels, IN2P3