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Dossiers de presse

 

Paris, le 20 juin 2001

 

Thémis : une chance pour l'astronomie gamma au sol

 


 

Comment observer directement les rayons gamma ?

L’observation du rayonnement électromagnétique a commencé dans les années 1960 à l’aide de détecteurs embarqués sur satellite. Dans les années 1980, le satellite européen Cosb a permis d'établir la carte du rayonnement gamma de notre galaxie, mettant en évidence quelques points d'émission intense, comme par exemple la "Nébuleuse du Crabe", source gamma la mieux étudiée du ciel boréal. Depuis 1991, le satellite américain CGRO a complété cette carte en détectant plusieurs centaines de sources de notre galaxie, ainsi qu’une centaine d'objets beaucoup plus lointains. Le fait qu’ils aient pu être détectés signifie que la puissance des flux de rayons gamma émis par ces objets, situés parfois aux confins de l'Univers visible, doit être fantastique (de l'ordre de 1040 Watts) ! Ces phénomènes très violents se produisent dans les régions centrales de certaines galaxies : on les désigne sous le nom général de "noyaux actifs de galaxies". Leur origine pourrait bien être un trou noir géant de quelques centaines de millions de masses solaires qui aspirerait la matière environnante. Ces objets sont encore mal connus et l'intérêt de l'astronomie gamma dans ce domaine est donc considérable.
Mais l'astronomie gamma recouvre un très large domaine d'énergie, d’un million à cent milliards de milliards d’électronvolts, et les instruments embarqués sur satellite ne peuvent explorer que des énergies situées en deçà de quelques dizaines de milliards d’électronvolts. Pour aller au-delà, les scientifiques ont donc recours désormais à des techniques de détection au sol.

 

Comment observer les rayons gamma au sol ?

Il n’est pas possible d’observer depuis le sol le rayonnement gamma originel émis par les sources du cosmos, car celui-ci interagit dès qu'il pénètre dans l'atmosphère. En revanche, quand un rayon gamma de très haute énergie venant de l’espace frôle un des atomes de l’atmosphère, il peut se transformer en une paire de particules de charges électriques opposées : un électron et un positon (électron de charge positive). De même, quand une de ces particules frôle elle-même un noyau, elle émet un photon (grain de lumière) gamma qui, à son tour, va créer une paire électron-positon. En pénétrant dans l’atmosphère, le rayon gamma va donc générer une réaction en chaîne, une particule en produisant 2, ces 2 en produisant 4, ces 4 en produisent 8, etc. Cela multiplie les particules et crée ce que l’on appelle une gerbe.
Bien sûr, ce processus ne continue pas indéfiniment. L’énergie initiale se partageant entre des particules secondaires de plus en plus nombreuses, les particules finissent par ne plus posséder assez d’énergie pour en créer d’autres et la gerbe arrête son développement.
Au cours de son passage à travers les 20 kilomètres de notre atmosphère, la gerbe se caractérise donc par une augmentation puis une diminution progressive du nombre de ses particules.

 

Que reçoit-on sur le sol ?

  • Quelques particules - électrons et positons - qui constituent la fin de la gerbe
  • Un flash de lumière

Les particules chargées voyageant à une vitesse supérieure à celle de la lumière dans l’atmosphère, elles émettent de la lumière visible, dite lumière Cherenkov du nom du physicien russe qui l’a découverte. La combinaison de tous les flashes lumineux émis par chacune des particules de la gerbe produit au sol une large tache de lumière, de durée très brève - 5 milliardièmes de seconde - qui s’étale dans un cercle d’environ 250 mètres de diamètre à l’altitude de Thémis.

C’est ce flash de lumière que les astrophysiciens détectent à Thémis. Ils peuvent alors déterminer la direction et l’énergie du rayonnement gamma, et ainsi en étudier la source.

 

Comment détecter ces flashs de lumière ?

Les expériences actuellement installées sur le site reposent toutes sur le même principe de détection des rayons gamma, leurs objectifs étant différents mais complémentaires.
Leur principe consiste à analyser le flash lumineux des gerbes avec plusieurs détecteurs, à mesurer son instant de passage et son intensité sur chaque miroir, afin de restituer la direction et l’énergie du rayonnement gamma qui l’a produit.
Les détecteurs élémentaires sont constitués d’un miroir parabolique qui concentre la lumière du flash sur des amplificateurs de lumière (photo-multiplicateurs), lesquels la convertissent en signaux électriques utilisés pour la reconstruction de la direction et de l’énergie du rayon gamma.
Les détecteurs sont installés sur les héliostats, à la place des miroirs de la centrale solaire initiale, afin d’en utiliser le système de guidage. Il est ainsi possible de suivre une source de rayonnement gamma, comme une étoile invisible, pendant son déplacement au cours de la nuit. Le flash lumineux est si faible qu’il nécessite une nuit noire (sans lune) et un ciel sans nuages pour être détecté.

Il existe une difficulté importante à reconnaître les flashs provenant des rayons gamma, car ils ne constituent qu'une infime fraction (de l'ordre de une pour mille) de toutes ceux produits dans notre atmosphère. La majorité est produite par des noyaux d'hydrogène ou d'hélium, lesquels, porteurs de charges électriques, ne voyagent pas en ligne droite au cours de leur long périple dans le cosmos, mais sont déviés par les champs magnétiques de notre galaxie et arrivent sur Terre avec une direction sans rapport avec leur origine. Au contraire, les rayons gamma se propagent en ligne droite et conservent donc l'information sur leur lieu d'origine. Il a fallu deux décennies d'efforts pour mettre en évidence de façon indiscutable un signal provenant d'une source de rayons gamma.

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