Astronomie gamma

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L'astronomie gamma est l'observation du ciel dans le domaine de longueur d'onde des rayons gamma (photons d'énergie supérieure aux rayons X). Les photons gamma sont presque complètement arrêtés par l'atmosphère terrestre et les premières observations astronomiques ont été faites à partir de ballons-sondes, de fusées (temps d'observations très courts) puis des premiers satellites. Le rayonnement gamma étant très pénétrant, sa détection requiert des détecteurs volumineux, contenant des plaques de métal d'une certaine[Combien ?] épaisseur, fonctionnant un peu comme les compteurs Geiger.

L'existence de sources gamma dans le ciel a été prévue bien avant les premières observations dans les années 1960. Eugène Feenberg et Henry Primakoff en 1948, Sachio Hayakawa et Ian B. Hutchinson en 1952, et surtout Philip Morrison en 1958 ont étudié les processus générateurs de gammas dans l'Univers : interactions de rayons cosmiques avec les nuages de gaz interstellaires, supernovæ, interactions des électrons avec les champs magnétiques (Rayonnement synchrotron et Compton inverse).

Cette astronomie est parfois appelée celle de l'Univers « violent » car les évènements générateurs de gamma sont généralement des explosions, des collisions à grande vitesse, des jets de particules ultra-relativistes, etc.

Instruments[modifier | modifier le code]

Astronomie γ directe[modifier | modifier le code]

La première observation gamma fut celle des éruptions solaires, présentant un pic à 2,223 MeV comme prédit par Morrison (produit lors de la réaction proton + neutron → deutérium). Ces observations solaires furent l'œuvre d'OSO-3, d'OSO-7 et de Solar Maximum Mission. Elles permirent le travail théorique de scientifiques comme Reuven Ramaty.

Le premier satellite contenant un détecteur, Explorer 11, lancé en 1961, n'a détecté en tout qu'une centaine de photons gamma cosmiques, montrant l'existence d'un fond diffus de gamma provenant de toutes les directions (dû surtout à l'interaction entre les rayons cosmiques et le gaz insterstellaire). On a plus tard observé l'existence d'un certain nombre de sources gamma, rarement associées à une source visible. En raison de la grande énergie des rayons la détermination exacte de la position d'une source gamma est difficile, surtout avec les premiers appareils.

Dans les années 1960 et 70, des satellites de défense américains (Vela) captaient des flashs gamma ne provenant pas de la Terre. L'origine de ces sursauts gamma situés aux confins de l'Univers (extra-galactique) est encore mystérieuse. Ils pourraient être produits lors de l'effondrement d'étoiles super-massives en fin de vie (hypernova).

La première source gamma galactique fut découverte en 1967 par OSO-3 (avec seulement 621 événements, en gros 621 photons). SAS-2 (1972) et COS-B (1975-1982) ont vraiment permis l'essor de l'astronomie γ, confirmant l'existence du fond diffus et révélant de nombreuses sources, encore difficiles cependant à situer avec précision, et donc à associer avec une source visible.

CGRO (Compton Gamma-Ray Observatory) est un programme de la NASA (High Energy Astrophysics Observatory program) lancé en 1977. Le satellite contient 4 instruments performants permettant d'améliorer la résolution spatiale et temporelle. Il a quitté son orbite en juin 2000 en raison d'une panne de gyroscope. Il a fourni une carte complète du ciel en gamma et découvert des centaines de sources.

BeppoSAX, lancé en 1996 et qui a quitté son orbite en 2003, prévu surtout pour l'étude des rayons X, a aussi observé les rayons gamma. Il a permis d'observer les composantes dans d'autres gammes de certaines sources, et ainsi de les situer avec plus de précision. On a pu parfois observer dans le visible des rémanents dans des galaxies lointaines.

HETE-2, lancé en 2000, est toujours opérationnel bien que son fonctionnement soit ralenti[1], il a notamment permis la découverte de GRB 050709. Le satellite de la NASA SWIFT, lancé en 2004, transporte l'instrument BAT. Ce dernier a permis la détermination de la contrepartie visuelle de nombreuses sources, dans des galaxies lointaines, et de confirmer que la plupart sont le fait de supernovae ou d'hypernovae.

INTEGRAL, INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory, de l'ESA, lancé en 2002, et Fermi-GLAST (qui contient les instruments LAT et GBM), lancé par la NASA en juin 2008, sont les principales activités actuelles.

Observation depuis le sol[modifier | modifier le code]

Les rayons gamma les plus énergétiques (>30 GeV) peuvent aussi être détectés depuis le sol. Les photons gamma arrivant dans l'atmosphère interagissent avec la haute atmosphère et produisent des gerbes de particules ultra-relativistes (cascade électromagnétique). Ces particules vont plus vite que la vitesse de la lumière dans l'air. Elles émettent alors un rayonnement électromagnétique (lumière) par effet Čerenkov (équivalent du bang supersonique pour la lumière). Cette lumière, qui est émise dans le bleu et l'UV proche, se propage jusqu'au sol où elle peut être détectée. La technique d'imagerie Čerenkov atmosphérique est la technique la plus sensible à l'heure actuelle. La première source détectée grâce à cette technique est la nébuleuse du Crabe qui a été détectée en 1989 par le télescope à imagerie Čerenkov atmosphérique de 10 mètres de diamètre de l'observatoire Whipple, en Arizona. Les observatoires HEGRA (High-Energy-Gamma-Ray Astronomy) et CAT (Cerenkov Array at Thémis) ont confirmé cette source et détecté le rayonnement provenant des blazars Markarian 501 (Mrk 501) et Markarian 421 (Mrk 421).

En 2008, les télescopes Čerenkov modernes sont HESS (4 télescopes de 12 m de diamètre en Namibie), VERITAS (4 télescopes de 12 m de diamètre en Arizona) et MAGIC (2 télescopes de 17 m de diamètre aux îles Canaries). Ils peuvent maintenant détecter la nébuleuse du Crabe en quelques minutes. Une cinquantaine de sources de photons d'énergie supérieure à 100 GeV ont été détectées. Les photons les plus énergétiques qui aient été détectés proviennent de Markarian 501 et font plus de 16 TeV (détectés par HEGRA). L'imagerie Čerenkov atmosphérique est toujours en plein développement et il existe des projets d'observatoires utilisant des télescopes plus grands et en plus grand nombre que les observatoires actuels.

Il existe également d'autres techniques permettant d'observer les rayons gamma depuis le sol. Par exemple, l'observatoire MILAGRO installé au Nouveau-Mexique, détecte directement au sol les particules produites par l'interaction du gamma avec l'atmosphère.

L'astronomie gamma est toujours limitée par le bruit de fond non-gamma, moins énergétique, ainsi que par la faible quantité de photons gammas que l'on arrive à détecter. On peut donc chercher à progresser en essayant de mieux supprimer le bruit de fond, et ainsi qu'en agrandissant la taille des détecteurs.

Astrophysique des sources gamma[modifier | modifier le code]

Les objets étudiés sont les plus énergétiques de l'Univers, ce sont sensiblement les plus énergétiques de ceux étudiés par l'astronomie X : certaines étoiles en fin de vie, supernovas, hypernovas, rémanents de supernovas, pulsars, microquasars, trous noirs stellaires et supermassifs, galaxies actives, blazars. Les sources gamma pourraient aussi provenir de nouvelles physiques telles que des trous noirs primordiaux ou de concentration de matière noire.

Notes et références[modifier | modifier le code]

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]