LE RAYONNEMENT GAMMA

Ce texte est tiré d'un article de Michel Gerbaldi,
Compte Rendu de l'Ecole d'Eté d'Astronomie du CLEA,
Grasse, Septembre 1980

Domaine de rayonnement d'énergie supérieure à 1 Mev.
La frontière entre les rayonnements gamma et X est arbitraire.

Le milieu interstellaire, très dilué, est transparent pour le rayonnement g.
Dès 1958, des astrophysiciens avaient prédit la création de rayonnement g par certains objets cosmiques, mais la méconnaissance des valeurs de certains paramètres physiques a conduit à surestimer très largement les valeurs de ces flux.
Ainsi les premières tentatives d'observation de ce rayonnement furent-elles naturellement infructueuses.

Les premiers résultats obtenus en 1962 dans le domaine du rayonnement X permirent aux théoriciens de revoir leurs arguments et de montrer qu'a priori le flux de rayonnement g qu'on pouvait espérer observer serait faible.

Néanmoins il était intéressant de poursuivre le développement de l'instrumentation dans ce domaine car l'observation du rayonnement g nous donne accès à 2 points fondamentaux pour une structure de l'Univers :

MECANISME DE PRODUCTION DU RAYONNEMENT GAMMA

On distingue plusieurs sources possibles de production de rayonnement.

Rayonnement thermique

Seul un milieu extrêmement chaud (T = 108 K) est susceptible de produire un rayonnement gamma. De tels milieux sont extrêmement rares, et ce processus n'est pas fondamental pour la production de ce rayonnement.

Effet Compton inverse.

Un électron relativiste au cours d'une collision avec un photon de faible énergie, peut lui transférer une partie importante de son énergie, le photon peut alors avoir une énergie de 100 Mev.

Le rayonnement Synchrotron.

Un électron relativiste spiralant dans les lignes de force d'un champ magnétique rayonne de l'énergie électromagnétique.
Ainsi des électrons d'énergie 3 x 108 Mev dans un champ magnétique de 3 x 10-6 Gauss créeront un rayonnement gamma. Mais, en rayonnant les électrons perdent de l'énergie : leur durée de vie est donc limitée. Dans l'exemple ci-dessus, les électrons ne pourront produire du rayonnement gamma que pendant environ 3 x 103 ans. Le rayonnement ultérieurement produit sera de moins en moins énergétique puisque l'électron est de moins en moins énergétique.

Rayonnement de freinage

Un électron passant au voisinage d'une particule chargée est soumis à son champ coulombien. La décélération de l'électron s'accompagne d'une perte d'énergie sous forme de rayonnement g lorsque l'électron a une vitesse relativiste.

Production de Méson. (p°)

Un méson peut être produit au cours de réactions de plusieurs types :

Désexcitation d'un noyau

Tout comme un atome ou une molécule, un noyau a des niveaux d'énergie dont les transitions entre les niveaux les moins excités donnent naissance à des rayonnements g .Une telle désexcitation du noyau pourra intervenir soit lors de l'interaction d'un noyau avec des neutrinos soit au cours de certaines réactions thermonucléaires.

TELESCOPES ET DETECTEURS POUR RAYONNEMENT GAMMA

D'après la nature du rayonnement g exposé au paragraphe précédent, on comprend que le rayonnement cosmique soit une source de rayonnement gamma lorsqu'il interagit avec la matière interstellaire ou encore avec les atmosphères planétaires. Le rayonnement g est également créé lors de l'explosion de certaines étoiles à la fin de leur vie (supernovae), par les étoiles à neutrons, dans le noyau de la Galaxie par les quasars... C'est en observant ces objets qu'on espère pouvoir mesurer leur rayonnement gamma.

Comme pour le rayonnement X, on comprend qu'il est impossible de focaliser les photons g par un collecteur classique à réflexion.
Les détecteurs pour photons g utilisent les propriétés de l'interaction du rayonnement g avec la matière.

Ionisation.

Ce mécanisme d'ionisation de la matière par des photons g est surtout prépondérant à basse énergie (hn 1 Mev)

Diffusion Compton.

Le photon g au cours d'une collision, communique une partie de son énergie à un électron (processus efficace pour 0,5 Mev hn 5 Mev)

Créations de paire (positron+électron).

Lors d'une interaction du photon g avec le champ coulombien d'un noyau (processus efficace pour hn 5 Mev).

Il existe d'autres types d'interaction rayon g - matière, mais en astrophysique ce sont ceux-ci qui prédominent.

Les détecteurs utilisés fonctionnent selon l'un des 3 processus énoncés ci-dessus.

Les photons g d'énergie inférieure à 1 Mev vont créer des électrons qui seront détectés par des photomultiplicateurs. Pour améliorer la résolution de ces détecteurs, on utilise des collimateurs comme pour les rayons X durs. Pour les photons g d'énergie voisine de 1 Mev, on détecte les électrons accélérés par le rayonnement g (scintillateur).

Enfin pour les photons g d'énergie supérieure à 5 Mev on cherche à détecter les paires (électron + positron). Cette détection se fait dans des chambres à étincelles ou scintillateurs. Donnons le schéma de cette détection :

Un photon g incident crée une paire (e+ et e-) dans un détecteur A. La direction de propagation des particules fait, avec le photon incident, un angle dont la valeur est fonction de l'énergie du photon incident.

Ces particules (e+ et e-) traversent un second détecteur B où elles sont détectées, sauf si la direction du photon incident ne se trouve pas dans le cône d'ouverture défini par les 2 détecteurs A et B.

On peut ainsi améliorer le pouvoir de résolution : on dispose maintenant de détecteur dont le pouvoir de résolution est de 2 à 5°.

Un photon g ne sera pris en compte que s'il traverse le détecteur A et le détecteur B. On dit que ces détecteurs fonctionnent en coïncidence.

Mais les détecteurs doivent aussi être protégés contre l'émission parasite de particules par le rayonnement cosmique. On utilise pour cela un troisième détecteur C qui enveloppe A et B. Si le détecteur C enregistre une émission, celle-ci n'est pas prise en compte par les 2 autres compteurs ; on dit que le compteur C fonctionne en anti-coïncidence. Ainsi le photon g n'est pris en compte que si une coïncidence entre les mesures des compteurs A et B n'est accompagnée d'aucune détection par C.

Enfin pour les photons d'énergie supérieure à 1011 e.V., il est possible de détecter depuis le sol les particules secondaires produites par l'interaction de ces photons avec les particules de l'atmosphère terrestre.

QUELQUES RESULTATS D'OBSERVATIONS DE RAYONNEMENT g

De nombreux satellites astronomiques furent munis de détecteurs de rayonnement gamma, et même des satellites d'observation militaires de la série Vela.

Puis des satellites équipés uniquement pour l'observation des g furent lancés. Parmi ceux-ci nous citerons COS B lancé en août 1975 par l'Agence Spatiale Européenne équipé de détecteurs pour les photons g d'énergie comprise entre 30 Mev et 10 Gev, et le satellite français SIGNE 3, lancé en juin 1977 par les soviétiques.

Les principaux résultats, dans le domaine du rayonnement g , obtenus essentiellement par le satellite COS B peuvent se résumer ainsi, tout en se souvenant que le ciel en rayonnement g est encore extrêmement flou par suite du mauvais pouvoir de résolution des détecteurs.

- Une émission gamma diffuse le long du plan galactique qui est interprétée comme résultant de l'interaction du rayonnement cosmique avec la matière interstellaire. Ce rayonnement est donc un traceur de la répartition de la matière interstellaire ; mais quelle est l'origine de ce rayonnement cosmique ?

- Plus d'une vingtaine de sources discrètes en rayonnement g ont été détectées.
Deux de ces sources ont pu être associées à des pulsars dont le pulsar du Crabe où on a observé un rayonnement jusqu'à 1013 e.V.

Quelle est l'origine de ces sources ? Peut-on les associer à des objets connus dans d'autres domaines ?

- Détection dès 1969 par les satellites Vela de "sursauts g ", c'est-à-dire de brusques émissions de rayonnement gamma qui ne durent que quelques secondes.

Ces quelques exemples nous montrent toute la richesse de l'astronomie gamma, et l'immense champ d'exploration, aussi bien observationnelle que théorique, qu'elle ouvre.