Astronomie gamma
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De haut en bas, de gauche à droite :
- l'observatoire terrestre de rayons gamma MAGIC et le télescope spatial CGRO ;
- carte du ciel à des énergies supérieures à 1 GeV ;
- l'observatoire de rayons gamma HAWC.
L'astronomie gamma est une branche de l'astronomie portant sur l'observation des rayons gamma émanant des sources cosmiques. Ce rayonnement est caractérisé par des photons dont l'énergie est supérieure à 100 keV. Ceux-ci sont généralement le produit des processus physiques les plus violents et énergétiques de notre univers comme les supernovae ou les sursauts gamma.
Leur très haute énergie confère aux photons gamma un très grand pouvoir de pénétration dans la matière, ce qui empêche leur détection à l'aide d'instruments d'optique conventionnels. Il est cependant possible de mesurer leur flux et de retracer leur origine dans le ciel, que ce soit par l'usage de scintillateurs et de calorimètres, ou par l'observation indirecte de la cascade de particules produite lorsqu'un rayon gamma dissipe son énergie dans un milieu. À cet égard, les techniques de détection utilisées dans l'astronomie gamma sont souvent apparentées à celles de la physique des particules.
Avant même leur observation, l'existence de sources de rayonnement gamma dans l'univers a été prédite par Morrison en 1956. La découverte des premières sources spatiales de rayons gamma remonte aux années 1960. Le développement des techniques de détection directe et indirecte a permis de répertorier plus de 3000 objets célestes émettant dans cette région du spectre électromagnétique.
L'observation du rayonnement gamma d'origine céleste joue un rôle central dans l'étude de la physique au-delà du modèle standard. De plus, elle permet de restreindre les modèles théoriques tentant de décrire plusieurs objets célestes : supernovas, trous noirs supermassifs, sursauts gamma, pulsars et galaxies actives.
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.
Le Soleil émet également une très petite quantité de rayons gamma de haute énergie (jusqu'à 467,7 GeV), mais le mécanisme physique sous-jacent est mal connu[1].
Historique
Première détection d'un rayonnement gamma d'origine astronomique
La première évocation du potentiel scientifique et des défis technologiques de l'astronomie gamma fut proposée par Philip Morrison en 1956. Dans les années 1950 celui-ci ainsi que d'autres scientifiques prédisent que les interactions entre les rayons cosmiques et la matière contenue dans l'espace interstellaire dans notre galaxie devrait produire des rayons gamma[2]. La première observation de rayons gamma est celle du rayonnement émis par les éruptions solaires qui présente un pic à 2,223 MeV comme prédit par Morrison (cette émission est produite par la réaction proton + neutron → deutérium). Ces observations des émissions solaires permirent le travail théorique de scientifiques comme Reuven Ramaty.
Au début des années 1960 les premières expériences embarquées sur des ballons stratosphériques et à bord du satellite Explorer 11 détectent pour la première fois des indices de l'émission d'un rayon gamma de 100 MeV en provenance de la galaxie mais ces résultats restent à confirmer. L'absence d'un signal facilement détectable démontre que les prédictions de Morrison sur le potentiel scientifique de l'observation gamma étaient beaucoup trop optimistes[3].
La première génération des télescopes à imagerie Tcherenkov atmosphérique est déployée par les États-Unis et l'Union soviétique au début des années 1960. Ces instruments installés au sol sont conçus pour observer le rayonnement bleuté (et ultraviolet) généré par l'entrée d'un rayon gamma ou d'un rayon cosmique à haute énergie dans l'atmosphère à une vitesse supérieure à celle de la lumière dans ce milieu (effet Tcherenkov). Les observations des rayonnements gamma par cette méthode fournissent à l'époque des résultats non conclusifs[3].
La première détection de rayons gamma d'origine astronomique est réalisée de manière non intentionnelle par les militaires américains. En deux satellites américains Vela, qui sont chargés de contrôler l’application du traité portant sur l’interdiction des tests atomiques atmosphériques en détectant d'éventuelles explosions atomiques, observent des rayonnements gamma puissants et brefs ne provenant pas de la Terre dont on attribuera par la suite l'origine au type d'événement le plus énergétique de l'univers : le sursaut gamma. Mais la découverte de ce phénomène par un engin militaire n'est porté à la connaissance de la communauté scientifique qu'en 1973[4],[5].
Premières observations de rayons gamma
L'agence spatiale américaine, la NASA, développe l'observatoire spatial OSO-3 (Orbiting Solar Observatory-3) qui détecte entre 1967 et 1969 621 photons gamma en provenance de l'espace réalisant une percée décisive dans le domaine de l'astronomie gamma : il confirme l'émission en provenance de notre galaxie de rayons gamma produits par les interactions des rayons cosmiques avec le milieu intergalactique et découvre le fonds diffus gamma (rayonnement gamma non résolu d'origine extra-galactique et produit par des galaxies actives)[3].
Au début des années 1970 les détecteurs gamma qui ont été embarqués à bord des vaisseaux des missions Apollo 15 et Apollo 16 découvrent un fond diffus gamma de faible énergie durant le trajet entre la Terre et la Lune. Ces détecteurs sont également utilisés pour cartographier le rayonnement gamma émis par les éléments radioactifs présents à la surface de la Lune[3].
Le satellite de la NASA SAS-2 (Small Astronomy Satellite-2) confirme en 1972 la présence du fond diffus gamma découvert par OSO-3. Il démontre que l'émission gamma d'origine galactique est liée à la structure de la Voie Lactée. Il étudie les pulsars gamma Vela et du Crabe et découvre une source ponctuelle de rayonnement gamma qui sera identifiée plus tard comme étant l'étoile à neutrons Geminga[3].
L'observatoire spatial européen COS-B (1975-1981), dont les caractéristiques sont proches de SAS-2, découvre 25 nouvelles sources ponctuelles de rayonnement gamma. Certaines d'entre elles s'avèreront par la suite être des pulsars mais d'autres sources n'étaient toujours pas identifiées en 2022. COS-B permet d'identifier la première source extra-galactique de rayonnement gamma, le quasar 3C 273. L'observatoire détecte également le fonds diffus gamma galactique[3].
Le satellite de la NASA HEAO-3 (High-Energy Astrophysics Observatory-3) découvre entre 1979 et 1981 les rayons gamma à faible énergie (rayons gamma mous) émis par le centre de notre galaxie et générés par l'annihilation électron-positron (rayon gamma de 511 keV). L'existence de ce type de rayonnement suppose la production d'antimatière dans la région centrale de la galaxie selon un processus qui à l'époque n'est pas identifié. L'observatoire spatial solaire de la NASA Solar Maximum Mission (1980-1989) détecte des rayons gamma mous émis par les éruptions solaires[3].
À la fin des années 1980 la deuxième génération des télescopes à imagerie Tcherenkov atmosphérique entre en opération. Le premier de ces observatoires est le télescope Whipple. Celui-ci parvient à détecter de manière indirecte des rayons gamma en provenance de la nébuleuse du Crabe mais aucun en provenance du centre de la nébuleuse. Durant la même période des instruments emportés par des ballons stratosphériques détectent un rayonnement gamma en provenance de la supernova 1987A permettent de vérifier que les supernovæ produisent de nouveaux éléments comme prédit par la théorie[3].
L'observation des sursauts gamma
À compter du début des années 1990 les États-Unis et les pays européens lancent plusieurs missions destinées à l'étude des sursauts gamma permettant de réaliser un inventaire et de définir plusieurs théories sur leurs origines.
| Satellite | Instrument | Champ de vue (100 % ciel entier) |
Résolution spatiale |
Spectre électromagnétique (keV) |
Date lancement | Remarque |
|---|---|---|---|---|---|---|
 INTEGRAL | IBIS | 29° | 12' | 20-10000 | 2002 | |
 Swift | BAT | 15 % | 0,1° | 15-350 | 2004 | Optimisé pour la localisation des sursauts gamma. |
 AGILE | GRID | 3 stéradians | 5 à 20' | 30 MeV - 50 GeV | 2007 | |
| Fermi | GBM | 60 % | 5° | 10 à 40000 | 2008 | Détection des sursauts gamma. . |
| LAT | 2,4 stéradians | 10° (20 MeV) à 0,1' (> 10 GeV) | 20 MeV-300 GeV | 2008 | Localisation des sursauts gamma très énergétiques. | |
 GECAM | GRD | 100 % | 1° | 10-2000 | 2020 | Détection des contreparties gamma de l'émission d'ondes gravitationnelles. |
.svg){kind=small} SVOM | ECLAIRs | 15 % | 0,1° | 4-150 | 2024 | Optimisé pour la localisation des sursauts gamma. |
L'observatoire spatial Compton Gamma-Ray Observatory, ou CGRO, fut un des grands observatoires de la NASA destinés à l'étude du ciel dans le spectre gamma. Le satellite, muni de 4 instruments permettant d'imager une large plage du spectre des rayons gamma (de ~0,02 MeV a ~30 GeV), détecta une vaste quantité de sources cosmiques et d'évènements astronomiques transitoires.
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 de certaines sources dans d'autres gammes du spectre électromagnétique, et ainsi de préciser leur localisation. 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 réduit depuis 2006[7], il a notamment permis la découverte de GRB 050709.
Le satellite de la NASA SWIFT, lancé en 2004, est le premier qui 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 supernovæ ou d'hypernovæ.
INTEGRAL, INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory, de l'ESA est lancé en 2002.
Le télescope spatial Fermi-GLAST, développé par la NASA avec des contributions internationales, débute ses observation en . Il est optimisé pour l'étude des rayons gamma de haute énergie. Son instrument principal LAT permet d'observer des rayons gamma de 20 MeV à 300 GeV tandis qu'un deuxième instrument, le GBM (5 keV à 25 MeV), est plus particulièrement spécialisé dans l'inventaire systématique des sursauts gamma. L'observatoire qui est toujours opérationnel en 2024 devrait pouvoir se maintenir longtemps sur une orbite permettant d'effectuer des observations jusqu'en 2050. Fermi a permis la découverte de plus de 7000 sources de rayons gamma. Parmi les premières notables figurent la première détection simultanée d'un sursaut gamma (GRB 170817A) par l'instrument GBM et de sa contrepartie dans le domaine des ondes gravitationnelles et la détection simultanée d'un blazar par l'instrument LAT et de l'émission de neutrinos à haute énergie[8].
La mission franco-chinoise Svom (Space-based multi-band astronomical Variable Objects Monitor) lance en un satellite de 930 kilos, équipé de deux instruments de recherche français et de deux instruments de recherche chinois. Le satellite, placé en orbite terrestre à 625 km d’altitude permettra une détection précise des sursauts et enverra une alerte à une équipe d’astreinte 24 heures sur 24, qui devra en moins de cinq minutes déclencher un réseau de télescopes au sol qui s’aligneront précisément dans l’axe de la source de l'évènement, pour des observations plus approfondies. Le satellite a aussi la capacité de modifier en quelques minutes son orientation pour compléter l'étude de la source avec ses instruments fonctionnant dans le spectre des rayons X, infrarouge et visible. La durée de la mission est de 3 ans avec une extension possible de 2 ans[9],[10].
La troisième génération des observatoires terrestres Tcherenkov
Au cours de la décennie 2000 la troisième génération des télescopes à imagerie Tcherenkov atmosphérique est déployée. Elle se caractérise par une sensibilité et une résolution fortement améliorées pour l'observation des rayons gamma à très haute énergie. Le premier instrument à entrer en service est l'observatoire européen High Energy Stereoscopic System (HESS) qui comprend quatre antennes et est basé en Namibie. Ses détecteurs ont permis de découvrir de nouvelles sources de rayons gamma à haute énergie de type nébuleuse à pulsar, système binaire, rémanent de supernova et d'autres types non identifiés. Les autres télescopes Tcherenkov de cette génération sont CANGAROO, un instrument autralo-japonais basé en Australie, MAGIC basé à La Palma dans les Canaries, VERITAS installé dans l'Arizona et Milagro situé au Nouveau-Mexique qui utilise une piscine de grande taille remplie de tubes photomultiplicateurs pour effectuer un relevé du ciel gamma qui cessa ses opérations en 2007 et dont le successeur est HAWC entré en service en 2015[3].
En 2025 plus de 3000 sources de rayonnement gamma avaient été répertoriées[11].
Physique des rayons gamma
L'expression rayon gamma se réfère généralement au rayonnement électromagnétique émis au-delà de 100 kiloélectron-volt, ce qui couvre plusieurs ordres de grandeur d'énergie et par conséquent, plusieurs mécanismes de production. Tous ces mécanismes ont en commun d'être de nature non-thermique, c'est-à-dire qu'un rayon gamma ne peut provenir d'un mécanisme de radiation d'un corps noir.
Les photons gamma de l'ordre du MeV sont produits lors de transitions nucléaires, ou lors de la désintégration de noyaux atomique radioactifs. De leur côté, les rayons gamma de plus haute énergie peuvent être produits dans des environnements impliquant des particules fortement accélérées. Les processus d'accélération par chocs peuvent générer des ions ultra-rapides qui, par diffusion Compton inverse, produiront des photons gamma de l'ordre du GeV. Ces ions peuvent également, lors de collisions avec d'autres protons, produire des pion neutres qui, lors de leur désintégration, produiront deux photons gamma. Ce dernier mécanisme résulte également en la production de pion chargés, qui sont une source de neutrinos.
Physique des interactions du rayonnement gamma avec la matière
Une fois produits, les rayons gamma interagissent avec la matière par le biais d'un des trois processus physiques suivants dépendant de leur niveau d'énergie (cf schéma ci-contre)[12] :
- l'effet photoélectrique est l'interaction dominante pour les rayons gamma à faible énergie (jusqu'à environ 100 keV). Le rayon gamma est entièrement absorbé par la particule qu'il impacte et son énergie est transmise à un électron qui est expulsé.
- la diffusion Compton domine lorsque le rayon gamma a une énergiecomprise entre quelques centaines de keV et quelques MeV. Le photon gamma entre en collision avec un électron faiblement lié à un atome ce qui déclenche l'éjection de l'électron (l'atome est ionisé) et l'émission d'un photon d'énergie plus faible.
- la création de paires est produite par l'interaction de la matière avec des rayons gamma à haute énergie (seuil d'énergie aux alentours de quelques MeV). Dans ce cas le rayon gamma en percutant la matière (généralement un noyau atomique) produit une paire électron/positron.
Remarques :
- La fréquence de chaque type d'interaction dépend de sa section efficace, qui elle-même dépend fortement de l'énergie du photon incident et dans une moindre mesure du matériau impacté par le rayon gamma.
- Pour certains niveaux d'énergie, l'interaction du photon avec la matière peut déclencher au choix un des trois processus comme le montre le schéma ci-contre.
