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Observer les sources extrêmes des ondes radio
aux rayons gamma de très haute énergie
Jacques Paul CEA/DSM/DAPNIA Service
d'Astrophysique, CEA-Saclay
Jacques Paul GDR PCHE 18-19 septembre 2000
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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.
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.
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Sol-espace
Ballons stratosphériques
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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
Les moyens mieux adaptés à létude des phénomènes
cosmiques de haute énergie.
Les moyens accessibles aux laboratoires français.
Les développements récents et les projets les
plus prometteurs, en particulier ceux qui
impliquent des 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).
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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
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Fil rouge...
Sgr A
b
VLA à 2cm
Lobservation VLBI de Sgr A à 6 mm pourrait
révéler lhorizon du trou noir !
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Radio millimétrique
Un grand projet dinterférométrie millimétrique à
léchelle mondiale avec (entre autres) des
objectifs cosmologiques.
Antenne unique IRAM, NRO
Interférométrie IRAM, ALMA
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Submillimétrique
Le domaine de prédilection de la cosmologie, avec
une foule de projets ambitieux, au sol, en ballon
et dans lespace.
FIRST
PLANCK
PRONAOS ARCHEOPS
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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
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Fil rouge...
Observations à cinq ans dintervalle du champ de
Sgr A à 2,2 µm avec le NTT équipé de la camera
IR SHARP.
1 0,04 pc
Le mouvement propre des étoiles près du centre
est compatible avec une masse de 2,9 106 M? dans
un rayon lt 0,01 pc autour de Sgr A ? trou noir
massif.
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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 Hubble
Montée du VLT / VLTI
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UV
Domaine où les phénomènes cosmiques de haute
énergie sont souvent actifs mais où les
observations sont limitées par labsorption
interstellaire.
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.
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Rayons X mous
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 lor, k
1).
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.
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La mission Newton-XMM
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.
plan focal
distance focale 7,5 m
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Instruments focaux
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.
absorbeur
supports
Calorimètres Laccroissement dT de la
température que mesure le thermistor est presque
proportionnel à lénergie E du photon absorbé.
connecteurs
thermistor
point dattache de labsorbeur
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Projet de mission XEUS
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 lt 1 mm3 et une reconstitution a
posteriori lt 100 µ.
MSC
distance focale 50 m
DSC
Projet en développement à lASE, mise en service
gt 2015
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Fil rouge...
Einstein 0,1-4,5 keV
Chandra 0,5-10 keV
73 3 pc
Einstein Une source coïncide avec Sgr A avec
dans la bande X un flux LX(1-4 keV) ? 1,5 1035
erg s1. Rosat résout cette source en 3 sources
dont une coïncide avec Sgr A avec LX(0,8-2,5
keV) ? 1,5 1034 erg s1. Chandra résout cette
source en 3 sources dont une coïncide avec Sgr A
avec LX(0,5-10 keV) ? 4,5 1033 erg s1.
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X  durs  et gamma  mous 
ouverture codée résolution ang. ?? bruit de
fond ? champ de vue ??
télescope Compton résolution ang. ? bruit de
fond ??? champ de vue ???
concentrateurs résolution ang. ??? bruit de
fond ??? champ de vue ?
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Imagerie par ouverture codée
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).
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SIGMA, le précurseur
Premier télescope à ouverture codé dans la bande
35 keV à 1,3 MeV. Résolution angulaire 13. En
service 1990-1998.
1
0
Fil rouge Les observations SIGMA 1990-1997
impliquent pour Sgr A une luminosité L(30-300
keV) lt 1,2 1036 erg s1.
-1
359
0
1
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INTEGRAL, cest pour bientôt...
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.
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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 dénergie 20 keV-10 MeV Champ de vue 9
x 9 (totalement codé) Positionnement des
sources lt 1 Résolution en énergie 7 at 100
keV Sensibilité à 100 keV (106 s) 4 10-7 cm-2
s-1 keV-1
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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
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Sensibilité IBIS (sources continues)
10-5
NGC 4151
10-6
Sensibilité (photon cm-2 s-1 keV-1)
10-7
106 s
10-8
10-9
100
1000
10000
Énergie (keV)
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Le spectromètre SPI
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.
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Plan détecteur 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.
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Lobservatoire INTEGRAL
100
temps ouvert (65)
temps ouvert (70)
75
temps dobservation
50
phase de recette (2 mois)
temps garanti (35)
temps garanti (30)
25
0
12 mois
12 mois
36 mois
lancement
mission nominale
extension
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Accès à lobservatoire INTEGRAL
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. L
appel 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/Proj
ects/Integral/integral.html
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Fil rouge...
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 laccrétion de
matière.
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Cas particulier des sursauts gamma
BeppoSAX a ouvert la voie toute mission dévolue
à létude des sursauts gamma doit réaliser le
programme suivant
Localisation instantanée avec une précision lt 1
dans le plus vaste champ de vue possible Étude
simultanée dans un vaste domaine
spectral Dissémination prompte des données
Grâce au champ de vue de ses instruments,
INTEGRAL doit détecter 20 sursauts par an.
Localisation lt 1. dissémination lt 1 minute.
Spectroscopie fine jusquà 8 MeV avec SPI.
Deux missions spécifiques
HETE-2 0,5-400 keV, lancement le 6 octobre
2000 SWIFT 0,2-150 keV et 170-650 nm, lancement
en 2003
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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
lt 11
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 lt 30
Lancement par Pegasus prévu le 6 octobre 2000
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SWIFT
BAT télescope à masque codé et 5200 cm2 de CdZnTe
pour détection et localisation. domaine 10-150
keV champ de vue 2 sr localisation lt 4
XRT Télescope X mous à miroir, pointe le sursaut
en 20-70 s. domaine 0,2-10 keV champ de vue
23 localisation lt 15
UVOT télescope de 30 cm avec matrice CCD
intensifiée. domaine 170-650 nm champ de vue
17 localisation lt 1
Lancement en 2003
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Réseau dalerte des sursauts (GCN)
GLAST
ULYSSES
INTEGRAL
HETE-2
SWIFT
GCN
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Télescopes spatiaux à effet de paire
Photon incident
Effet de paire Un photon dont lénergie E gt 2mec2
(soit E gt 1,022 MeV) est en mesure de créer une
paire électron-positon dans le champ électrique
intense qui règne au voisinage dun noyau
atomique.
anti-coïncidence
plans de conversion des paires
dispositif de mesure des trajectoires
calorimètre
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 gtgt 2mec2.
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La mission GLAST
Mission NASA dont le lancement est prévu en 2005.
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 dénergie 10 MeV à plus de 300
GeV Champ de vue gt 3 sr Positionnement des
sources 30-1 Résolution en énergie 2 (gt 10
GeV) Sensibilité (après 2 ans) 2 10-9 cm-2 s-1
(gt 100 MeV)
GLAST emporte aussi le moniteur de sursauts gamma
GBM qui opérera dans la bande de quelques keV à
30 MeV.
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Détection des AGN avec GLAST
Nbre dAGN après 2 ans
La Vierge E gt 1 GeV
Après un an de balayage E gt 100 MeV
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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(gt 100 MeV) 2,2
1037 erg s1. Compte-tenu de sa résolution
angulaire, GLAST sera décisif pour attester
l identification de 3EG J 1746-2852 avec Sgr A.
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AGILE le précurseur de GLAST
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 dénergie 30 MeV - 50 GeV Champ de
vue 3 sr Positionnement des sources 5 -
20 Résolution en énergie 100 à 300 MeV 100
MeV sensitivity (106 s) 6 10-9 cm-2 s-1 MeV-1
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Les télescopes sol
Les photons gt 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 5 104
m2.
gerbe due à un gamma
gerbe due à un proton
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Florilège de télescopes Tcherenkov
CELESTE
CAT
HESS
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Recouvrement sol-espace
(a) 50 heures, gt10 événements (b) après un an de
balayage
VERITAS (a) WHIPPLE (a)
HEGRA (a) CELESTE (a) MAGIC (a) GLAST (b) EGRET (b
) MILAGRO (b)
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