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CELESTE

Un détecteur au sol de rayons gamma cosmiques sensible à la gamme d’énergie 20GeV<E_{\gamma}<300GeV sur le site de Thémis (Pyrénées Orientales). Les prises de données on pris fin en mai 2004

Jusqu’à son démantèlement à l’été 2004, l’expérience CELESTE située sur le site de l’ancienne centrale solaire Themis (Pyrénées Orientales) a constitué une des activités principales du groupe astroparticules du CENBG. Son objectif était l’étude des sources de rayons gamma cosmiques dans la gamme d’énergie 20GeV<E_{\gamma}<300GeV seul domaine du spectre électromagnétique jusqu’alors inexploré.

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Vu d’ensemble du site de Thémis
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Avec ASGAT et Themistocle, les 4 expériences Tcherenkov

Détecter des rayons gamma à Haute énergie

Les spectres des sources de rayonnement gamma présentent la particularité d’être des lois de puissance décroissante, c’est à dire que les flux observés diminuent rapidement avec l’énergie du photon gamma détecté. Cette propriété des spectres de photons gamma cosmiques contraint fortement les techniques d’observation. En effet, pour la partie basse énergie du spectre (jusqu’à quelques 10GeV), il est possible d’envisager une détection directe depuis l’espace par des détecteurs embarqués sur des satellites (EGRET jusqu’en 2000, GLAST qui ira jusqu’à 300GeV à partir de fin 2007). Mais pour les énergies supérieures, le flux de particules devient si faible qu’une très grande surface de détection devient nécessaire ce qui n’est pas envisageable dans l’espace, la détection doit dont se faire à partir de dispositifs au sol.

La technique générale de détection au sol porte le nom d’ACT pour Technique Cerenkov Atmosphérique, elle consiste à collecter sur une grande surface de miroirs le rayonnement Cerenkov associé à l’interaction du photon gamma dans l’atmosphère terrestre. L’extrême faiblesse du flux lumineux détecté impose une des limitations majeures de la technique Cerenkov, à savoir leur faible cycle utile. En effet, la prise de donnée ne peut se faire que par des nuits sans lune et sans nuages et dans des conditions atmosphériques stables.

Cette méthode a été développée par le télescope à imagerie Whipple dans les années 1980, puis confirmée par les expériences Asgat et Thémistocle déjà sur le site de Thémis en utilisant une technique différente, l’échantillonnage du front d’onde.

Au milieu des années 90, d’autres expériences d’imagerie (CAT encore sur le site de Themis, HEGRA,...) ont poursuivi le développement de la technique, mais le seuil en énergie de ces détecteurs restait autour de 250GeV, laissant un "trou" dans le domaine d’énergie balayé par les observatoires de rayons gamma cosmiques.

Depuis 2003, les résultats obtenus par le multi-imageur H.E.S.S. héritier des progrès des détecteurs de génération précédente, ont validé de façon définitive l’intérêt des techniques de détection au sol pour l’étude des rayons gamma de haute énergie.

Des centrales solaires pour l’astronomie gamma

L’exploration de la zone aveugle 20GeV<E_{\gamma}<300GeV nécessitait la mise en oeuvre de surfaces de collection encore plus considérables (passer de 200GeV à 20GeV nécessite de multiplier la surface de collecion par 100 !!!) d’où l’idée d’utiliser les énormes surfaces de miroir des centrales solaires construites au début des années 80 et abandonnées depuis. Cette idée a vu sa première concrétisation dans la construction de deux expériences CELESTE sur le site de Thémis dans les Pyrénées Orientales et STACEE au Nouveau Mexique.

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Celeste utilisait 63 des ces miroirs de 54 m² chacun.
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En haut de la tour : la porte à gauche s’ouvre, la lumière Tcherenkov arrive sur l’optique secondaire, et puis sur la caméra de photomultiplicateurs.

Pourquoi observer la gamme 20GeV<E_{\gamma}<300GeV

Les résultats d’EGRET en dessous de 10GeV ont mis en évidence la richesse du ciel gamma avec la détection de 271 sources. Seules quelques unes de ces sources ont été detectées au sol, laissant entendre que les spectres des nombreux objets détectés par EGRET présentent des coupures brutales en énergie dans le domaine d’énergie inexploré. Ces coupures sont caractéristiques des processus astrophysiques mis en jeu dans les sources ; l’exploration de la gamme 20GeV<E_{\gamma}<300GeV apparaît donc comme indispensable à la compréhension des mécanismes de production des photons gamma dans les objets observés par EGRET. Cette motivation combinée à la possibilité d’un déploiement rapide et peu couteux d’un détecteur utilisant une centrale solaire à tour déjà construite a conduit au développement de CELESTE afin de profiter de la dizaine d’années précédant le lancement du satellite GLAST qui balaiera aussi ce domaine d’énergie, tout en profitant du relatif confort d’un détection directe des photons gamma.

CELESTE

Comme indiqué plus haut CELESTE s’est installée sur le site de l’ancienne centrale solaire Themis dans les Pyrénnées Orientales. Le principe général de CELESTE est de focaliser la lumière Cerenkov collectée par les héliostats sur une optique secondaire située au sommet de la tour de 100m de haut à la place de l’ancienne chaudière. Une caméra de photomultiplicateurs rapides située à la focale de cette optique secondaire est alors chargée de détecter la lumière en provenance de chaque héliostat. Un photomultiplicateur ne regardant qu’un seul héliostat du champ, il devient alors possible de mesurer la distribution de lumière tombant sur le champ d’héliostats. La mesure précise des temps d’arrivées des photons Cerenkov donnant une information sur la structure temporelle du front d’onde. La connaissance des distributions spatiales et temporelles du front d’onde de lumière Cerenkov permet en principe de remonter à la direction d’arrivée et à l’énergie du photon gamma d’origine. Le développement de CELESTE a connu trois phases successives. La première dite Phase 0 en 1997, n’utilisait que 6 héliostats (de 54m^2 chacun), elle a permis de prouver la pertinence du dispositif pour détecter du rayonnement Cerenkov [1]. La seconde (Phase I) a utilisé 40 héliostats et une optique secondaire spécifique, elle a apporté la preuve que l’adaptation d’une centrale solaire à tour de type Themis pour l’astronomie gamma était possible. Cette phase a conduit à la détection des premières sources de rayons gamma dans la gamme 20GeV<E_{\gamma}<300GeV. Enfin, le nombre d’héliostat à été porté à 53 afin d’aborder des études astrophysiques plus précises.

Les résultats de CELESTE

Bien que l’objectif d’un seuil en énergie de E_{\gamma}=20GeV n’ai jamais été atteint par CELESTE essentiellement à cause du bruit de fond lumineux du ciel nocturne. CELESTE n’en demeure pas moins jusqu’à ce jour la seule expérience a avoir largement exploré le ciel gamma au voisinage de E_{\gamma}=50GeV.

Les très grandes difficultés d’analyse des données associées associées à la très grande sensibilité des échantilloneurs aux conditions atmosphériques ont réduit assez considérablement le champ d’investigation potentiel de CELESTE. Malgré celà un certain nombre de résultats ont permis de compléter la connaissance des sources autour de E_{\gamma}=50GeV.

Nébuleuse du Crabe et recherche du Pulsar
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Nébuleuse du Crabe
Image composite de la nébuleuse du Crabe (M1)

La Nébuleuse du Crabe joue un rôle particulier dans l’astronomie gamma de haute énergie. Cette source galactique, vestige de l’explosion d’une super nova en 1054, présente une émission gamma intense et stable dans le temps, connue sur une grande gamme d’énergies. Elle sert donc de chandelle standard pour de nombreusses expériences d’astronomie gamma. CELESTE a détecté la nébuleuse du Crabe autour de 60GeV [2] plaçant ainsi un point sur le spectre de cette source dans un domaine d’énergie inconnu jusqu’alors.

Au centre de la Nébuleuse se trouve un pulsar dont l’émission pulsée a été détectée jusqu’à 10GeV par EGRET mais n’a jamais été vue à plus haute énergie par les détecteurs au sol. Trouver l’énergie de coupure de ce type d’objet est un des enjeux majeurs de l’astronomie gamma, puisque cette coupure signe le mécanisme de production de l’émission haute énergie de l’objet. CELESTE avec son faible seuil en énergie était donc bien placée pour aborder cette question. Bien que n’ayant pas observé d’émission pulsée, CELESTE a pu donner la valeur la plus contraignante à ce jour pour cette énergie de coupure E_0=26GeV. Cette étude a aussi été faite pour un autre pulsar PSR B1951+32 [3]. Les limites posées par CELESTE demeureront les plus contraignantes jusqu’au lancement du satellite GLAST fin 2007.

Noyaux Actifs de Galaxie Les Noyaux Actifs de Galaxie étant des sources extragalactiques variables, leur détection est contrainte par leur état d’activité. Leur étude donne lieu à la production de courbes de lumière, courbes présentant le flux observé en fonction de la période d’observation. L’étude de la variabilité de ces sources donne des informations sur la zones de production du rayonnement haute énergie. Les courbes donnant le spectre en énergie (flux de photons en fonction de l’énergie de ceux-ci), n’ont de sens que si elles sont tracées pour des états comparables de la source, puisque ce flux peut varier de plusieurs ordres de grandeur entre un état calme et un état actif de celle-ci. L’étude des spectres donne une indication des mécanisme de production du rayonnement dans ces objets.

La faible sensibilité de CELESTE a limité l’étude des Blazars aux plus brilants (à haute énergie) d’entre eux.

Mrk 421 est un Blazar qui peut dans ses états actifs être aussi brillant le Crabe. CELESTE a détecté Mrk421 et pu poser des contraintes sur son flux entre les énergies des satellites et celle des imageurs.

Mrk 501 a aussi été détecté par CELESTE donnant lieu à une comparaison de ses périodes d’activité (Mai-Juin 2000) avec celle observée dans le domaine des rayons X par le détecteur ASM sur le satellite RXTE.

D’autres Blazars (1ES1426+428, 1ES0219+42,1ES2344+514) ont élé aussi étudiés par CELESTE produisant pour chacun d’eux une limite supérieure sur leur flux autour de 100GeV [4].


Recherche de Matière Noire

Parmi les autres thèmes abordés par CELESTE figure la recherche de matière noire. Une émission gamma en provenance du centre d’une Galaxie pouvant signer l’annihilation de particules super symétriques, les neutralinos. La limite de détection imposée par CELESTE sur l’émission gamma en provenance de la Galaxie d’Andromède (M31), un bon candidat pour abriter un coeur de matière noire supersymétrique a permis d’exclure les scénarios les plus extrêmes pour cette matière noire [5].

Conclusion

A la fin du printemps 2004, il a été décidé d’arrêter la prise de donnée sur CELESTE. Cet arrêt a été motivé par deux raisons principales. La première tient à la météo sur le site de Thémis qui limitait très fortement le cycle utile d’observation particulièrement faible (moins d’une nuit sur 20), l’instabilité atmosphérique au dessus du site rendant les analyses de données particulièrement délicates. Les expériences d’astronomie gamma de nouvelle génération ont été implantées sous des sites de qualité astronomique reconnue, comme les plateaux de Namibie pour H.E.S.S.. La seconde raison tient bien évidemment à l’approche de la date de lancement de GLAST qui devrait constituer une nouvelle aventure passionnante dans l’exploration du ciel gamma.

d’autre liens

- http://doc.in2p3.fr/themis/CELESTE

- revue du domaine


[1] Giebels B., et al,Nucl. Instr. Meth. 412A,329 (1998)

[2] De Naurois M., Holder J., et al,ApJ 566,343-357 (2002)

[3] Durand E. thèse de doctorat, Université Bordeaux I

[4] D.A. Smith et al, A&A 459, 453-453 (2006)

[5] J. Lavalle et al, A&A 450 (2006) 1-8