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CEA-R-4766
I COMMISSARIAT A L'ENERGIE ATOMIQUE m & 0 ^ 6 < L
A 15
RECHERCHE DU RAYONNEMENT GAMMA D'ENERGIE SUPERIEURE A 20 MeV
EMIS PAR LA NEBULEUSE DU CRABE ET LE PULSAR NP 0532
par
Jean.Paul LE RAY
DIVISION DE LA PHYSIQUE
Centre d'Etudes Nucléaires de Saclay
Rapport CEA-R-4766
1976 SERVICE DE DOCUMENTATION La*
C.E.N - SACLAY B.P. n*2, 91 190 • GIF-sur-YVETTE • France
PLAN DE CLASSIFICATION DES RAPPORTS ET BIBLIOGRAPHIES CEA
(Classification du système international de documentat ion nucléaire SIDON/INIS)
Physique théorique
Physique atomique et moléculaire
Physique de l'état condensé
Physique des plasmas ce réactions thennonucléaires
Astrophysique, cosmologie cl rayonnements cosmiques
Conversion directe d'énergie
Physique de? basses températures
Physique des hautes énergies
Physique îieutroniquc et physique nucléaire
Analyse chimique et isolopique
Chimie minérale, chimie organique et physico-chimie
Rjiliu'.-himie et chimie nucléaire
Chimie ;ous rayonnement
Corrosion
Traitement du combustible
Métaux et alliages (production et fabrication)
Métaux et alliage^ fstructure e» propriétés physiques)
Céramiques ei cermets
Minières plastiques et autres ma'ériaux
l;rie(> des rayonnements sur les propriétés physiques des matériaux
Sciences de la terre
Action de l'irradiation externe en biologie
Action des radioisotopes et leur cinétique
C 30 Utilisation des traceurs dans les sciences de la vi
C 40 Sciences de la vie : autres études
C 50 Radioprotection et environnement
D 10 Isotopes et sources de rayonnements
D 20 applications des isotopes et des rayonnements
Thermodynamique et mécanique des fluides
Cryogénie
Installations pilotes el laboratoires
Explosions nucléaires
Installations pour manipulation de matériaux
radioactifs
Accélérateurs
Essais des matériaux
Réacteurs nucléaires (en général)
Réacteurs nucléaires (types)
Instrumentation
Effluents et déchets radioactifs
Economie
Législation nucléaire
Documentation nucléaire
Sauvegarde et contrôle
Méthodes mathématiques el codes de calcul
Divers
E 11 E 12 E 13 E 14 F 15
E 16 E 17 E 20 E 30 E 40 E 50
F 10 F 20 F 30 F 40 F 50 F 60
Rapport C ' I - :A-R-47( I6
Cote-matière de ce rapport : A. 1 5
DESCRIPTION-MATIERE (mots clefs extraits du thesaurus SIDON/INIS)
en français
M IULI USE IH' CKAIII
i'I LSARS
1)1 11 (1IOS 1)1 RAYONNEMENT GAMMA
sot Kl IS CiA.MMA COSMIQUES
DOMAINE 10 100 McV
CHAMBRES A ETINCELLES
en anglais
CRAB NEBULA
PULSARS
GAMMA DETECTION
COSMIC GAMMA SOURCES
M=V RANGE 10 - 100
SPARK CHAMBERS
N° d'ordre : 681
T H E S E
A L'UNIVERSITE PAUL SABATIER DE TOULOUSE
POUR OBTENIR
LI CiKADl- DI-: DOC'TI-.LR liS SCILNCLS
Spécialité : Physique Spatiale
Jean-Paul LERAY
RECHERCHE DU RAYONNEMENT GAMMA D'ENERGIE SUPERIEURE A 20 MeV EMIS PAR
LA NEBULEUSE DU CRABE ET LE PULSAR NP 0532
Soutenue te 17 novembre 1975, devant la Commission d'Examen
MM. F. CAMBOU Présidem
S. BONAZZOLA L. KOCH H. REEVES Examinateurs H. REME G. VEDRENNE
- Rapport CEA-R-4766 -
Contre d'Etudes Nucléaires de Saclay Division de la Physique
Service d'Electronique Physique
RECHERCHE DU RAYONNEMENT GAMMA D'ENERGIE SUPERIEURE A 20 MeV EMIS PAR
LA NEBULEUSE DU CRABE ET LE PULSAR NP 0532
par
Jean-Paul LERAY
- Août I97d -
Je prie Monsieur le Professeur CAMBOU d'accepter
mes remerciements pour l'honneur qu'il m'a fait en acceptant la
présidence du Jury.
J'adresse mes remerciements les plus vifs à
Monsieur le Professeur VEDRENNE qui a bien voulu diriger ce travail.
«lue Monsieur LABEYRTE, Chef du Service d'Electronique
Phvsique trouve ici l'expression de ma reconnaissance pour l'aide qu'il
m'a apnortce en autorisant et en suivant tous les développements de
ce travai1.
Je tiens à remercier Madame KOCH, Chef de la Section
d'Etudes Spatiales pour ies conseils et encouragements qu'elle m'a
nrod îgués.
Je remercie Monsieur le Professeur RE ME
Monsieur Hubert REEVES, et Monsieur Sylvain U0NA2Z0LA d'avoir bien
voulu s'intéresser à ce travail et faire partie du Jury.
Oue Mademoiselle FORICHON, Messieurs AGRINIER,
ANDREJOL, COURTOIS, T,ECOMTE, MOUGIN el PARLIER qui par leur concours
ont permis la réalisation des expériences et l'analyse des données
trouvent ici l'expression de ma plus profonde gratitude.
J'adresse mes remerciements à l'ensemble de mes
collaborateurs italiens notamment à Messieurs C. BOELLA et L. SCARSI
qui ont contribué 5 l'élaboration et â l'exploitation de ces expériences.
Les lancements de ballons ont été assurés par une
rnuipe du Centre National d'Etudes Spatiales que je suis heureux de
remercier.
Je remercie Messieurs CASSE et PAUL pour les conseils
qu'il 0 m'ont prodigués au cours de nombreuses discussions.
Enfin, je tiens à remercier Mademoiselle S. QUERAN,
le Secrétariat du Service d'Electronique Physique, le Secrétariat ae
la Section d'Etudes Snatiales, ainsi que Madame E. DELMAS que j'ai
si souvent mis à contribution pour réaliser la présentation de
ce tr.ivn il et résoudre les Questions administratives.
*
INTRODUCTION Pages
CHAPITRE I - R A P P E L S
A - Rappe ls s u r l e s object i fs é tud iés
I - La Nébuleuse du C r a b e
I -a - Spec t r e o b s e r v é
I-b - E s t i m a t i o n t h é o r i q u e s
II - Le P u l s a r N P 0532
I l - a - C a r a c t é r i s t i q u e s
I I - a - 1 - f o r m e d e s p u i s e s
l i - a - 2 - taux de pu l sa t ion
I I - a - 3 - p é r i o d e
I l - b - I m p o r t a n c e de la c o n n a i s s a n c e de la p h a s e
I I - c - Spec t r e
B - Rappe ls s u r le b r u i t de fond a m b i a n t
I - L e s p a r t i c u l e s c h a r g é e s
II - L e s photons g a m m a c r é é s l o c a l e m e n t
24
26
CHAPITRE II - ETUDE DU D E T E C T E U R
P r i n c i p e de fonct ionnement 30
I - D i s c r i m i n a t i o n d e s photons g a m m a ^
II - M a t é r i a l i s a t i o n et v i sua l i s a t ion d e s photons g a m m a 33
III - R e c o n s t r u c t i o n de la d i r ec t i on d ' a r r i v é e des photons 33
D e s c r i p t i o n et é t a lonnages d e s é l é m e n t s du d é t e c t e u r 37
I - Les c o m p t e u r s
I - a - L ' an t i co inc idence
I - b - La co ïnc idence
II - L a c h a m b r e à é t i n c e l l e s
I I - a - Compos i t ion
I I - b - C l a s s e m e n t des événemen t s e n r e g i s t r é s
III L 'e f f icac i té du d é t e c t e u r
IV - Con t rô le de l ' o r i en t a t i on
V - M a r q u a g e en t e m p s d e s é v é n e m e n t s
- R e c o n s t r u c t i o n de la d i r e c t i o n d e s t r a c e s
46
48
54
I - Re la t ions e n t r e la p a i r e e - e et la d i r e c t u m du photon g a m m a 54
II - P r i n c i p e de r e c o n s t r u c t i o n d 'une t r a c e 57
III - R e c o n s t r u c t i o n de l a d i r e c t i o n d e s photons gv.mma
I l l - a - Méthode u t i l i s ée
I l l -b - P r é c i s i o n de la mé thode
59
D CHAPITRE III - PRESENTATION DES OBSERVATIONS
Eva lua t ion du b ru i t de fond de photons g a m m a a t m o s p h é r i q u e s $7
I - Effet E s t - O u e s t "
II - Effet zéni ta l 73
III - Eva lua t ion de l ' e f f icaci té 73
IV - Eva lua t ion de l ' a n i s o t r o p i e 79
V - Evaluat ion du b ru i t de fond 81
- Ill -
B - R e c h e r c h e de s o u r c e s ponc tue l les 88
I - Méthode de r e c h e r c h e °°
II - Résu l t a t s 90
III - Obse rva t ion de la Nébuleuse du C r a b e 93
III-a - D i s t r ibu t ion spa t i a le des é v é n e m e n t s e n r e g i s t r a s
III-b - Evalua t ion du flux de photon g a m m a t rn i s
C - R e c h e r c h e du P u l s a r N P 0532 107
I - Méthode hé l iocen t r i que ®"
I -a - D e s c r i p t i o n de la méthode
I-b - R é s u l t a t s
II - Méthode hél iobarycentr ique I [3
I l - a - D e s c r i p t i o n de ls méthode
I l -b - R é s u l t a t s
III - P r é s e n t a t i o n de l ' e n s e m b l e de nos r é s u l t a t s 115
111-a - H i s t o g r a m m e s du P u l s a r
III-b - Calcul du flux é m i s par le P u l s a r
IV - C o m p a r a i s o n avec l e s a u t r e s o b s e r v a t i o n s en r a y o n n e m e n t 1 2 °
IV-a - Ensemble des r é s u l t a t s en r ayonnemen t gâmrna
IV-!> - C o m p a r a i s o n des r é s u l t a t s
!V-t.- - Spec t r e de la Nébu leuse du C r a b e au-dessv .s de 20 MeY
D - Confrontat ion des r é s u l t a t s e x p é r i m e n t a u x et des p r o c e s s u s 132 d 'émi ss ion
I - P a r a m è t r e s déc r ivan t l e s s o u r c e s é tud iées 132
If - Calcul de l ' é n e r g i e é m i s e 134
III - Rayonnement s y n c h r o t r o n 137
CONCLUSION
BIBLIOGRAPHIE
CEA-K-476& LERAV J e a n - F a u l
REGiiiRCHE DU RAYONNEMENT GAMMA D'ENERGIE SUPERIEURE A 20 Mel' EMIS PAR LA NEUULEUSE DU CRABE ET LE PULSAR MP 0532
Sommaire. - Ce r a p p o r t résume un t r a v a i l c o n s a c r é i1 la r e c h e r c h e du rayonnement J e pho tons y d ' é n e r g i e s u p é r i e u r e à 20 MeV êtius p a r la . ' ^ 'ku l ruse du Crabe e t l e P u l s a r NP 0532 . Une l a r g e p ~ r t e s t f a i t e a 1 ' a n a l y s e c r i t i q u e du d é t e c t e u r u t i l i s é a i n s i qu ' i l l ' é t u d e Ju b r u i t du fond a m b i a n t . I,es f l u x o b s e r v e s p r o v e n a n t des s o u r c e s é t u d i é e s s e n t c o n f r o n t é s avec un modèle t h é o r i q u e d ' é n i s s i o n de pho tons garana p a r e f f e t s y n c h r o t r o n dans la Nébu leuse du Crabe e t l e P u l s a r NP 0532 .
Conwii s s a r i j t
CEA-R-4706 - LIRAY J e a n - P a u l
S-...VRCI! MR GAMMA-RAY EMTSS10N ABOVE 20 MeV FROM THE CRAB NEBULA AND PULSAR NP '153 »
Summary.- T h i s r e p o r t summarizes t h e s e a r c h f o r gamma-ray e m i s s i o n above 20 MeV from t h e Crab Nebula and P u l s a r NP 0S32. An i m p o r t a n t p a r t i s d e v o t e d t o t h e c r i t i c a l a n a l y s i s of t h e d e t e c t o r and t o t h e barkgrouj id knowledge . The o b s e r v e d f l u x from t h e s o u r c e s a r e compared wi th a t h e o r e t i c a l model fo r t h e gamma-ray e m i s s i o n h a s e s on t h e syn c h r o t r o n p r o c e s s in the Crab Nebula and P u l s a v NP 0S3.2.
l i s s a r i a t a 1 ' E n e r g i e Atomique - F i a n c e
- 1 -
INTRODUCTION
Le t r a v a i l p r é s e n t é i c i , cons i s t e en la r e c h e r c h e d 'une
é m i s s i o n de photons g a m m a p rovenan t de la d i r e c t i o n de
la Nébuleuse du C r a b e . Ce t te Nébuleuse e s t c o n s i d é r é e c o m m e le r e s t e
de l ' exp los ion de supernova o b s e r v é e en 1054 p a r d e s a s t r o n o m e s ch ino i s .
C ' e s t en 1731 que la Nébuleuse du C r a b e fut o b s e r v é e op t iquement pour
l a p r e m i è r e fois p a r J o h n BEVIS. En 1948, e l le fut ident i f iée c o m m e
s o u r c e de r ayonnemen t r ad io (BOLTON, 1948). Ce n ' e s t qu ' en 1963 qu 'on
d é c o u v r i t une é m i s s i o n de r ayonnemen t X (BOV/YER, 1964). Enfin, le
P u i s a i NP 05 32 l o c a l i s é c'ans la Nébuleuse du C r a b e , a été o b s e r v é pou r
la p r e m i è r e fois en 1968, p a r des r a d i o a s t r o n o m e s (STAELIN, 1968). L a
r e c h e r c h e de P u l s a r s en r a d i o a s t r o n o m i e , ava i t déjà p e r m i s de m e t t r e
en évidence p l u s i e u r s s o u r c e s p u i s a n t e s , m a i s la seu le s o u r c e pu i san t e
o b s e r v é e en r a y o n n e m e n t optique e s t le p u l s a r N P 0532 (COCKE, 1969).
Ce m&me p u l s a r fut o b s e r v é en r a y o n n e m e n t X ( F R I T Z , 1969). C e s ob
s e r v a t i o n s s u c c e s s i v e s m e t t a n t en év idence la p r é s e n c e du m ê m e phéno
m è n e ( é m i s s i o n pér iod ique) tout au long d 'une g a m m e d ' é n e r g i e a l l an t de
quelques cV à quelques d i za ines de keV, ont s u s c i t é un grand i n t é r ê t .
Il é ta i t donc i m p o r t a n t de vé r i f i e r l ' e x i s t e n c e d 'une s o u r c e ponctue l le
a s s o c i é e à la Nébu leuse et d 'une pu l sa t ion a s s o c i é e au P u l s a r N P 0532
à d e s é n e r g i e s e n c o r e p lu s é l e v é e s c o r r e s p o n d a n t à c e l l e s d e s photons
g a m m a .
Le domaine d ' é n e r g i e que nous avons exp lo ré c o r r e s p o n d aux
photons g a m m a d ' é n e r g i e s u p é r i e u r e à 20 MeV. Le d é t e c t e u r u t i l i s é e s t
u'-e c h a m b r e à é t i n c e l l e s a s s o c i é e à des s c i n t i l l a t e u r s . Ce type de d é t e c
t eu r p e r m e t d 'une p a r t de m a t é r i a l i s e r le photon e n u n e p a i r e é l e c t r o n -
pos i t ron et d ' a u t r e p a r t de v i s u a U s e r sous f o r m e d ' é t i n c e l l e s l a t r a j e c
to i r e suivie dans la c h a m b r e p a r l e couple é l e c t r o n - p o s i t r o n .
- 2 -
De la t r a j e c t o i r e de ce couple , nous pouvons dédu i r e la d i r e c t i o n
d ' a r r i v é e du photon d é t e c t é . Enfin, c ' e s t p a r l ' a c c u m u l a t i o n dans une m ê m e
d i r ec t i on de photons g a m m a d é t e c t é s que nous pouvons conc lu re à l ' e x i s t e n c e
ou non de s o u r c e s ponc tue l l e s de r a y o n n e m e n t g a m m a . L e s s o u r c e s r e c h e r
chées sont des s o u r c e s e x t r a t e r r e s t r e s t r è s faibj.es ( de l ' o r d r e de . 0 2 , -1
photon (cm . S) au d e s s u s de 100 MeV). O r l ' a t m o s p h è r e t e r r e s t r e e s t
une i m p o r t a n t e s o u r c e de photons g a m m a c r é é s l o c a l e m e n t p a r le n y u n n e -- 3 2 2 - 1
m e n t co smique env i ron 10 photon (cm . s . g r / c m ) , E n t r e 10 g r a m m e s / 2 2 „
cm et 1 g r a m m e / c m d ' a t m o s p h è r e r é s i d u e l l e au d e s s u s du d é t e c t e u r le
taux de c r é a t i o n de photons g a m m a e s t d i r e c t e m e n t p r o p o r t i o n n e l à l ' a t m o s
p h è r e r é s i d u e l l e . Nous avons donc été a m e n é s à u t i l i s e r des ba l lons s t r a -
t o s p h é r i q u e s afin d ' é c h a p p e r le p lus p o s s i b l e à ce t t e c r é a t i o n I j c a l e . L e
C e n t r e Nat ional d ' E t u d e s Spa t ia les nous a p e r m i s de r é a l i s e r p l u s i e u r s
vo l s au c o u r s d e s a n n é e s 1969, 1970 et 1971 , à p a r t i r d e s b a s e s de
l a n c e m e n t s d ' A i r e - s u r - 1 ' A d o u r e t de Gap . Six vols ont é té cou ronnés de
s u c c è s et s e r o n t a n a l y s é s dans l a su i t e de ce t r a v a i l .
Dans un p r e m i e r chap i t r e nous u t i l i s o n s l e s r é s u l t a t s o b t e n u s
en r a y o n n e m e n t r ad io opt ique et X pour d é t e r m i n e r l e s igna l s u s c e p t i b l e
d ' ê t r e é m i s en r a y o n n e m e n t * p a r la Nébu leuse du C r a b e et le P u l s a r NP 0532.
L e d é t e c t e u r de p h o t o n s v u t i l i s é pou r nos e x p é r i e n c e s e s t d é c r i t
dans le deux ième c h a p i t r e . Une p l a c e i m p o r t a n t e e s t a c c o r d é e aux t e s t s et
c a l i b r a t i o n s que nous avons dû effectuer afin d ' abou t i r à une c o n n a i s s a n c e
a u s s i complè t e que p o s s i b l e de n o t r e d é t e c t e u r .
L e t r o i s i è m e c h a p i t r e e s t c o n s a c r é à la p r é s e n t a t i o n et à l a
d i s c u s s i o n des r é s u l t a t s . De la c o m p a r a i s o n d e s r é s u l t a t s ob tenus en r a y o n
n e m e n t -tf avec ceux ob tenus en r a y o n n e m e n t X, nous avons in i t i é m e d i s c u s
sion s u r l ' a c c é l é r a t i o n d e s é l e c t r o n s dans la Nébu leuse du C r a b e , dans le
c a d r e d 'une é m i s s i o n de photon d ' o r i g i n e s y n c h r o t r o n . Il a p p a r a î t que l e
r a y o n n e m e n t s y n c h r o t r o n de la Nébu leuse e s t é m i s p a r des é l e c t r o n s
a c c é l é r é s ' a n s la Nébu leuse e l l e - m ê m e ; cependan t l e s p r o c e s s u s d ' a c c é
l é r a t i on sont quas i - i ne f f i caces à haute é n e r g i e .
C H A P I T R E
I RAPPELS 1
RAPPELS SUR LES OBJECTIFS ETUDIES
I - La Nébuleuse du Crabe
Depuis la découverte d'une émission de photon X provenant de la Nébuleuse
du Crabe (BOWYER, 1964) de nombreux laboratoires ont étudié cette
source?.
I-a - Spectre d'émission observé
Le résultat le plus important mis en évidence en rayonnement X est
l'existence d'un spectre d'émission de la. Nébuleuse du Crabe, qui suit
une loi de puissance : ce spectre peut ?.re représenté par l'expression
suivante :
dN(E) ^ -<* dE
où : ——~— est le nombre de photon par (cm . s. keV)
: CX représente la pente du spectre.
Une expression couramment employée pour traduire ce spectre
d'émission est :
- (<* -i) N (E) IVJE
2 - 1
où N (E) s'exprime en photon (cm .s)
Sur la "i ire Ij , nous avons reporté les principaux résultats
enregistrés sur la Nébuleuse du Crabe au-dessus du keV.
Les conclusions que nous p .uvons tirer sont les suivantes :
1 - la pente du spectre différentiel — ^ , est égale à - 2 .
- 7 » •
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1
V i
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1 1
DUCROS 1970 a
1
V © ROCCHIA 1969
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HELMKEN 1971 KINZER 1971 rlCHIEL 1969 NIE.L 1972
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TAZiO 1968 lrRYE 1969 SAVEDOFF 1959
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Figure 1-1 Spectre en énergie de la Nébuleuse du Crabe (Dô® ; résultats expérimentaux © ® ® estfmatfons théoriques
- 5 -
2 - l ' e x t r a p o l a t i o n de ce s p e c t r e au doma ine d ' é n e r g i e que nous a l lons
é tud ie r p e r m e t d ' a t t e n d r e le flux suivant :
5 -S 2 - 1 N (E > 10 KeV) ~ 4 10 phocon (cm . s)
Ce flux doit pouvoi r ê t r e dé tec té p a r n o t r e e x p é r i e n c e .
3 - Aucun rayonnement g a m m a n ' ava i t été d é t e c t é . Seules l e s l i m i t e s 4
s u p é r i e u r e s ont été f ixées a p a r t i r de 10 keV.
I- b - EsJi^aJi_qns_th^o 'lçiue^_de^_fl_irx_
Nous avons r e g r o u p é dans le t ab l eau I , IIÎS d i f férentes e s t i m a
t ions t héo r iques du flux de photon g a m m a suscep t ib l e d ' ê t r e é m i s par la
Nébuleuse du C r a b e .
Tab leau I .
E n e r g i e d e s photons g a m m a
F l u x pho ton / cm . s
R é f é r e n c e
E > 50 MeV 7 x 1 0 " 5 SAVED O F F 195 9
E > 50 MeV l , 5 x 1 0 " 5 GOULD 1965
E > 500 MeV 5 x 1 0 " 6 n n
E > 100MeV 2 x 1 0 " 5 A P P A R A O 1970
E > lOOMeV 5 x 1 0 " S HAYAKAWA 1964
C e s flux t h é o r i q u e s sont tout à fait compa t ib l e s avec le flux
obtenu p a r ex t r apo la t ion des o b s e r v a t i o n s en r a y o n n e m e n t X.
En conclus ion , pour pouvoir d é t e c t e r une é m i s s i o n de photon -fî
provenan t de la Nébuleuse du C r a b e i l faudra que le d é t e c t e u r u t i l i s é -5 2
p e r m e t t e de d i s t i n g u e r un flux de 10 p h o t o n / c m . s , au mi l i eu du b r u i t de -3 2 -1
fond de p h o t o n g a m m a p a r a s i t e de 10 photon (cm . s . S r )
- 6 -
II - Le P u l s a r NP 0532
Découve r t en 1968, le P u l s a r NP 0532 e s t le seul p a r m i l e s
50 p u l s a r s connus , à é m e t t r e un r a y o n n e m e n t rad io optique et X. L a st c -
t u r e pér iod ique de l ' é m i s s i o n faci l i te la dé tec t ion de ce t te s o u r c e ca.r l e s
photons i s s u s de la s o u r c e sont c o n c e n t r é s dans l e s p u i s e s a l o r s que le
b ru i t de fond e s t r é p a r t i u n i f o r m é m e n t à l ' i n t é r i e u r de la p é r i o d e .
I i - a - C a r a c t é r i s t i q u e s du P u l s a r N P 0532
1 3 ) Fo_rrrie__de_s__riu_lse_s_
Le p u l s a r N P 0532 se c a r a c t é r i s e p a r une é m i s s i o n pé r iod ique
de photons ; ce t te é m i s s i o n pé r iod ique e s t c o n c e n t r é e dans deux p u i s e s
s é p a r é s de 13,5 m i l l i s e c o n d e s env i ron . La pé r iode e s t de 33 m i l l i s e c o n d e s
Nous p r é s e n t o n s f igure L , le r é s u l t a t d ' o b s e r v a t i o n s fa i tes en
optique (HOROWITZ, 1972 ).
6*10
ô 5 . 1 0 4
4 « t
3«10*
0 2 4 6 10 12 14 16 18 20 22 24 2b 28 30 32 Ttmp* ( m i
F i g u r e L, . p r o f n de l ' é m i s s i o n p u i s é e du P u l s a r N P 0532
La pé r iode e s t 33 m i l l i s e c o n d e s .
- 7 -
I_a période peut être divisée ?n 4 zones :
1 - L e puise principal
2 - la zone interpuise
3 - le puise secondaire
4 - la zone de référence, qui permet de détermine:: le niveau
du signal en dehors des puises.
L.a répartition dans chacune des zones des phctons observé s,
évolue en fonction de l'énergie de ces photons. Cette évolution est mise
en évidence figures I-, , 1 . Nous avons sélectionné des observations faites
dans des domaines d'énergie différents afin de couvrir une large partie
du spectre des photons. De la comparaison des différents histogrammes
présentés, nous pouvons faire les remarques suivantes :
1 - le puise principal
sa largeur à mi-hauteur évolue peu en fonction de l'énergie :
1, 4 milliseconde en optique.
1 à 2,5 millisecondes en rayonnement X de haute énergie.
2 - la zone 2 ; (appelée zone interpuise)
Tant en radio qu'en optique le niveau de cette zone ne dépasse pas
celui de la zone 4, qui est choisie comme zone de référence pour le
bruit de fond. A partir de la bande d'énergie du keV, cette zone prend
de l'importance par rapport à la zone 4 ; son niveau croît logarith-
mi que ment avec l 'énergie entre 1 keV et 5 MeV (voir figure I ).
3 - la zone 3 :
Elle contif .t le puise dit "secondaire". En radio la largeur de ce
puise est la même que celle du primaire. Par contre en optique et
X le secondaire est 2 fois plus large que le primaire. Cette largeur
augmente en fonction de l'énergie : de 3 millisecondes à 10 keV elle
passe à 5 millisecondes à 400 keV. Le puise secondaire se situe 13 à 14
millisecondes après le puise principal.
RADIO
[RANKIN 1970]
111,5 MHZ
19b,5 MHZ
vVin^WU
OPTIQUE
[WARNER 1969]
Rgure 1-3 Evolution de la forme des puises du Pulsar NP 0532 en fonction de l'énergie des photons observers
Rayonnement X
1,5 - 10 kev [RAPPAPORT 1971]
2- 10 kev [BOLDT 1969]
2,5- 30 kev [oUCROS 1970-b]
30-100 Kev [SMATHERS 1971]
17,5- 150 kev [BOCLET 1970]
100-«H kev [KURFESS 1971]
025-2,3 MeV [ORWIG 1971]
0,6 - 9 MeV [HILLIER 1970J
Figure 1-4 Evolution de la forme des puises observés en rayonnement x en fonction de l'énergie des photons
* I S / I P
©
© r ®
<D, ^\
© R A P P A P Q S T 1971
© BOCLET 19/0 ® FLOYD 1B69
© S M A T H E R S 1971 © KURCESS 1971 © HILL IER 1970
10 lev 100 kev iMeV MMeV 100 MeV Energie
Figure 1-5 Comparaison entre l'intensité' du puise secondaire, Is, et l'intensité' du puise primaire, lp, en fonction de l'énergie
- 11 -
4 - c o m p a r a i s o n des s u r f a c e s des zones ] et 3 : (f igure l r )
En rad io et en optique le flux de photons é m i s dans le p r i m a i r e e s t
plus impor t an t que celui é m i s dans le s e c o n d a i r e . Mais ce r a p p o r t
s ' i n v e r s e à p a r t i r de 10 keV (domaine d ' é n e r g i e des photons X).
A 400 keV le n o m b r e de photons a s s o c i é s au puise s e c o n d a i r e
e s t deux, fois plus i m p o r t a n t que celui a s s o c i é au p r i m a i r e . Ce r a p p o r t
1 se ma in t i en t j u s q u ' à 10 MeV.
Sur la f igure 1^ , nous avons s u p e r p o s é deux h i s t o g r a m m e s du
P u l s a r , obtenus dans deux bandes d ' é n e r g i e ( 1 , 5 - 10 keV et
100 - 400 keV). Nous avons n o r m a l i s é à la mQme ampl i tude l e s p u i s e s
p r i m a i r e s . La c o m p a r a i s o n de c e s deux h i s t o g r a m m e s r é s u m e bien l ' évo lu
tion r e l a t i ve des d i f fé ren tes zones de la pé r iode du p u l s a r , en fonction de
l ' éne ri>ie.
1,5-10kev [RAPPAPORT 197l] 100-iOOkcv [KURFESS 1971J
F i g u r e 1^ - H i s t o g r a m m e s du P u l s a r N P 0532 o b s e r v é s dans deux d o m a i n e s d ' é n e r g i e .
Nous cons t a tons , à haute é s r g i e :
1) l ' é l a r g i s s e m e n t du pluse. s e c o n d a i r e
2) l ' augmen ta t ion de la su r f ace et de l ' a m p l i t u d e du s e c o n d a i r e
3) l ' augmen ta t ion du niveau de la zone 3 ;. c o m p r i s e e n t r e l e s
Z pu i se s
Nous avons vu que la zone 4 de la pé r iode es t p r i s e c o m m e
zone ;ie r é f é r e n c e pour d é t e r m i n e r le b i u i t de fond, en d e h o r s des p u i s e s .
Kn fait ce t te zone c o r r e s p o n d au b ru i t de fond p r o p r e au d é t e c t e u r , auquel
s 'a joutent le r ayonnemen t diffus ambian t (bru i t diffus, s e c o n d a i r e ou g a l a c
tique) et l ' é m i s s i o n non pu i sée en p rovenance de la Nébuleuse e l l e - m ê m e .
Le taux du pu l sa t ion e s t dédui t de la c o m p a r a i s o n d e s h i s t o g r a m m e s obtenus
lory que le d é t e c t e u r r e g a r d e la s o u r c e et l o r s q u ' i l ne la r ' j ^ r d e p a s . Soit
B le nombre do photons a t t r i b u é au b ru i t de fond, en l ' a b s e n c e de l a s o u r c e .
Soit S le s ignal é m i s pa r l ' e n s e m b l e de la Nébu leuse . Dans l ' h i s t o g r a m m e
du P u l s a r , Schéma I | , la zone 4 e s t c o n s i d é r é e c o m m e la zone de r é f è r e n t
Schéma I i - H i s t o g r a m m e - t y p e du P u l s a r NP 0532
- 13 -
L ' i n t e n s i t é de la pu l sa t ion e s t r e p r é s e n t é e p a r l e n o m b r e de
photons N P contenu dans l e s zones 1 e t 3 en e x c è s p a r r a p p o r t au n iveau
de r é f é r e n c e A.
Le taux de pu l sa t i cn P e s t a l o r s égal à :
P = N P / S
Le s ignal S i n c l u t , pa r définit ion, l ' e x c è s N P .
L a f igure Iy m o n t r e l 'évolut ion de ce taux de pu l sa t ion , P ,
en fonction de l ' é n e r g i e d e s pho tons . De 10 keV à 100 keV, l e taux de
pu lsa t ion s ' a c c r o î t t r è s s e n s i b l e m e n t , et s i ce t t e p r o g r e s s i o n se p ro longe
j u squ ' au x é n e r g i e s s u p é r i e u r e s à 20 MeV, nous pouvons a t t e n d r e une fo r te
é m i s s i o n pu i sée dans le domaine d ' é n e r g i e que nous o b s e r v o n s .
Un taux île pulsa t ion de 50 % ne p a r a î t pas i m p o s s i b l e , à 50 MeV,
Le taux de pu l sa t ion , a ins i ca lcu lé e s t une moyenne obtenue
s u r p l u s i e u r s p é r i o d e s ( 10. 000 à quelques cen ta ines de mi l l e su ivant l e s
expé rJi ' iuL's).
Lii lai t l ' i n t ens i t é contenue dans l e s p ics peut v a r i e r t r è s
fur te ment au c o u r s du t e m p s . On a o b s e r v é à 408 MHz l ' ex i s t enc e de
pu i se s beaucuup plus in t enses que la moyenne (GRAHAM 1970). La f réquence
ci ' appar i t ion es t d ' env i ron 1 puise t r è s for1: pour 10.000 pu i ses n o r m a u x .
L ' i n t ens i t é de ces p u i s e s peut a t t e i nd re I. 600 fois l ' i n t ens i t é moyenne des
a u t r e s pu lpes . De te ls pu i se s ont é té o b s e r v é s un iquement dans le 'domaine
rad io et ont été ident if iés c o m m e étant en m a j e u r e pa r t i e des p u i s e s p r i n
cipaux (HKILES 1970),
a) L plié me r ides du P u l s a r :
Gr5.ce à d e s o b s e r v a t ions r é g u l i è r e s et p r é c i s e s du P u l s a r , f a i t es
en r ayonnemen t rad io et optiquc,i l a é té r a p i é ç a i e n t p o s s i b l e d'en é t ab l i r -.es
é p h é m é r i d e s . C e s é p h é m é r i d e s sont r a p p o r t é e s au P l a n 7 T . p e r p e n d i c u l a i r e
0,1
0,01
T^S ©
-o -©
- ï - r ®
,©
RAPPAPORT 1971 © ® FRITZ
© DuCROS
© BOCLEf
© FLOYD
© SMATHERS 1971
@ BRINI 1971
® KURFESS 1971
1971
1970 - b
1970
1969
Iflkev 100 kev 1MeV 10Mev Energie 100 Me V
Figure 1-7 Evolution du taux de pulsation, P, en fonction de l'énergie
Ce taux de pulsation a été' évalué d partir des puises primaire et secondaire
- 15 -
à la d i r e c t i o n de NP 0532, e t contenant le b a r y c e n t r e B du s y s t è m e s o l a i r e -
Schéma IU .
Schéma IL,
C ' e s t à dire que tout photon p rovenan t de NP 0532, o b s e r v é
s u r t e r r e au t e m p s t , a f ranch i le plan 7T au t e m p s t + A t , Ce plan "fl ,
qui ne dépend que de la pos i t ion de B et de la d i r ec t i on de NP 0532, e s t
cho i s i c o m m e plan de r é f c . e n c e pour l a p h a s e et la p é r i o d e du P u l s a r ;
cec i p e r m e t d ' é t a b l i r l e s é p h é m é r i d e s du P u l s a r dans un plan de r é f é r e n c e
va lab le pour tous l e s o b s e r v a t e u r s e t en conséquence de f a i r e p lus f a c i l e
ment des c o m p a r a i s o n s e n t r e l e s r é s u l t a t s obtenus p a r l e s d i f férents
o b s e r v a t e u r s . En effet ce r e p è r e e s t l o c a l e m e n t au r e p o s , i l e s t donc
valable d 'y c o m p a r e r des r é s u l t a t s c o n t e m p o r a i n s .
P o u r chaque t e m p s t d ' a r r i v é e d 'un photon au s i te d ' o b s e r v a
tion (nous a p p e l e r o n s ce t e m p s , le t e m p s topocen t r ique) l ' o b s e r v a t e u r
ca lcu le la va l eu r A t qui. p e r m e t de r a p p o r t e r ce t e m p s t_ au t e m p s de
pas sage au niveau du plan TT (ce qui définit le t e m p s b a r y c e n t r i q u e t
a s s o c i é au tep-'^j topocen t r ique t ).
- 16 -
Les premières éphémcrides établies a„ec précision ont été
publiées en septembre l969(BOYNTON 1969). 9b temps barycentrlques
du puise principal ont été obtenus au cours de 6 semaines d1 observation ,
et ont permis de déterminer la loi d'évolution de la phase du Pulsar, en
fonction du temps :
soit 0 (t) la phase du puise principal à l'instant t
t l 'instant de référence o
V fà\ifdt , d \J/dt , la fréquence du Pulsar, et ses
dérives première et seconde à l'instant t o
t l'instant pour lequel on cherche à évaluer 0
La fGr.cliGj, adoptée en optique par BOYNTON est
0 (tj •- Vx(t - t Q ) + l /2dW/dt x(t - t Q ) 2 + 1/6 d 2V / d t 2 x (t - t Q ) 3 (1)
2 2 Les paramètres t 0 , \> , d ^ /d t , et d P /d t sont ajustés
à partir des observations, par la méthode des moindres car rés .
L'équation (1) traduit assez DÎen l'évolution de la phase,
cependant il subsiste quelques écarts entre les valeurs expérimentales
et les valeurs déduites de (l) : ces écarts peuvent atteindre 1 milliseconde
c 'est-à-dire 3 % de la période. Ceci montre les limites des paramètres
utilisés dans l'équation ( l) . Ces paramètres ne permettent de connaître
l'évolution de la phase P (t) que pendant une période assez courte (quelques
mois) ; l'adjonction d'un terme sinusoidal à l'équation (1) a permis pour
une période donnée (Mai à Septembre 1969) de rendre mieux compte de
cette évolution ; les écarts sont alors devenus inférieurs à 0. 1 milliseconde.
Sur la figure I 0 nous reproduisons les résultats obtenus par un
groupe de radioastronomie avec ure équation du type (1).
- 17 -
îO Mai Uuin 1969 1969
Figure I„ : a - Phase résiduelle obtenue en retranchant une o équation du type (1) aux phases observées
b - Un terme sinusoïdal a été ajouté à l'équation{1)
avant d'effectuer la même opération qu'en a-
b) Mise en évidence de sauts brusques dans la période du pulsar
La comparaison faite entre les phases observées et celles
prédites par des formules du type (1) ont permis de met t re en évidence
des changements brusques dans le comportement du pulsar. Alors que les
écarts entre phases réelles et phases calculées n'excèdent pas quelques
centaines de microsecondes sur plusieurs mois d'observation, brusquement
ces écarts augmentent jusqu'à quelques dizaines de millisecondes, indiquant
ainsi une modification de la période du Pulsar. (PAPALIOLIOS 1970).
- 18 -
La ficure I met en évidence ce saut brusque aux environs b 9
du 28 septembre 1969.
50 -i S - •
• io
•
35
30 • 25 » 20 • é • 15 • 10 » 5
ê
*
5
Figure iq
BMors J969
8Mai 27Juin IbAo'ul 5 Oct. 19b9 i969 1969 1969
24 Nov. 13Jonv. 4 Mars 1969 1970 1970
Phase résiduelle observée avant et après le
saut du 28 Septembre 1969.
Les paramètres de la formule utilisée, ont été déterminés
à partir des observations antérieures au saut brusque ; ceci entraîne un
excellent accord entre phase calculée et phase réelle jusqu'à la date du
"saut", et la mise en évidence de l 'accroissement des écarts après le
Dans un second temps les paramètres sont établis à part ir des
observations qui suivent la date du 28 septembre 1969 et sont reparties sur
6 mois. Une nouvelle comparaison entre phase réelle et phase calculée,
permet de remarquer que le Pulsar met 2 à 3 mois pour se stabiliser et
- 19 -
retrouver une évolution régulière de ses paramètres, après le saut du
28 septembre 1969. Fig. I J ( ) (PAPALIOLIOS 1970).
iOO ."
200 '"
o o°
o
' e °°o 0
o D C
0 o
Or
% -200 -a
'S 0
- 9B
o 0°
Si -400
a
- t o o ©
-8C0 , , , 1 , , INev 19b9
lOec- Uanv. 1 Fev. IMars lAvrit i Niai I9b9 1970 1970 1970 1970 1971
Figure 1 . - Phase résiduelle observée après le Faut du
28 Septembre 1969
Plusieurs sauts, d'importance variable, ont été observés en rayonnement
radio et optique : l'étude de celui du 28 septembre 1969 et de celui
du 20 septembre J */ 70 montre une corrélation entre ces sauts et l'évolu
tion de la structure du milieu formant la Nébuleuse. Optiquement on
connaît depuis assez longtemps la structure observée en lumière polarisée
dans la Nébuleuse du Crabe, à savoir l 'existence de condensations très
brillantes appelées " Wisp '' ; à la suite des sauts du 28 septembre 1969
on a pu remarquer un déplacement de ces " Wisp " ; ces changements
commencent près d-. Pulsar et ensuite grossissent vers la Nébuleuse, Il
semble donc bien établi que le Pulsar d'une part n'est pas totalement stable
et que d'autre part son activité réagit sur la Nébuleuse qui l 'entoure
(SCARGLE 1970).
- 20 -
L ' o b s e r v a t i o n en a s t r o n o m i e g a m m a de l a Nébu leuse du C r a b e
et du P u l s a r NP 0532, p r é s e n t e un g rand i n t é r ê t . P a r l ' é tude :
- de la f o r m e des pu i se s
- de l ' i m p o r t a n c e r e l a t i v e de ces pu i se s
- du s p e c t r e d ' é n e r g i e de la Nébuleuse et du P u l s a r
el le doit p e r m e t t r e une m e i l l e u r e c o m p r é h e n s i o n des phénomènes physiques
qui sont à l ' o r ig ine d e s é m i s s i o n s o b s e r v é e s ,
I I -b - I m p o r t a n c e de la c o n n a i s s a n c e de la phase
Nous venons de voi r qu ' i l e s t p o s s i b l e d ' é t a b l i r des é p h é m é r i d e s
t r è s p r é c i s e s du P u l s a r NP0532 . Le but p r i n c i p a l de ce s é p h é m é r i d e s e s t
du pouvoir conna î t re à chaque ins t an t , t , l a phase du pu i se p r i n c i p a l . C e c i
r ev ien t à s a v o i r à que l s i n s t an t s l e s photons du puise p r i n c i p a l p a r v i e n n e n t
au d é t e c t e u r .
Ce r é s u l t a t e s t t r è s i m p o r t a n t , c a r il p e r m e t de c o r r é l e r à
p o s t e r i o r i des o b s e r v a t i o n s fa i tes d 'une p a r t dans des d o m a i n e s d ' é n e r g i e
d i f férents ( r ad io , opt ique , X , g a m m a ) et d ' a u t r e p a r t en des l ieux et
t e m p s d i f f é ren t s .
P o u r é t ab l i r ces c o r r é l a t i o n s il es t n é c e s s a i r e de t r a n s f o r m e r
les t e m p s topo ce n t r ique s du pu ise p r i n c i p a l dédui t s des o b s e r v a t i o n s , en
t e m p s h c l i o b a r y c e n t r i q u e s . L e s t e m p s a i n s i ob tenus sont d i r e c t e m e n t c o m
p a r a b l e s en t r e eux g r â c e aux f o r m u l e s du type ( î ) é t ab l i e s p a r des o b s e r
vat ions r é g u l i è r e s en opt iqus et en r a d i o , La base de t e m p s u t i l i s ée pour
g é n é r e r les t emps topocen t r iques doit ê t r e t r è s p r é c i s e ( +_ 100 us) et
' r è s s t ab l e , s inon aucune c o r r é l a t i o n ne s e r a p o s s i b l e .
Ut i l i sant cet te pos s ib i l i t é de c o r r é l a t i o n à p o s t e r i o r i , quau-e
o b s e r v a t i o n s opt iques ont c o m p a r é l e s r é s u l t a t s obtenus au cou r s de cinq
mois d ' o b s e r v a t i o n , La t r a n s f o r m a t i o n des t e m p s d ' a r r i v é e du pic p r i n c i p a l
- 21 -
au situ d'observation en temps barycentrique a été faite en utilisant la
mSmc équation du type (1), et les mêmes éphémérides. Pour des dates
d'observation, voisines les unes des autres, les écarts de phase trouvés
par les différents groupes sont en excellent accord et n'excèdent pas
jf_ 30 Ms d'un groupe à l 'autre. La figure Ii • reproduit l 'essentiel des
résultats de cette comparaison (HOROWITZ 1971).
o RCChBTER
A- FORSiA
OS A C " HARVARD
• PRINCETON 1
* D *9 *?
< O g D
50 L ' \ ^ V 7 # -1 0 ° ' •
Lv 3
<? * «^v • « « S7
O»
1 JANVIER 1970
1 FEVRIE.R 1970
IMARS
1 970
1 AVRIL
1970
Figure I. Comparaison entre des observations faites par plusieurs laboratoires
Nous utiliserons la possibilité d'établi r des corrélations à
posteriori, dans les buts suivants : d'abord connaître la phase des photons y
que nous enregistrons par rapport au puise principal émis par le Pulsar,
et ensuite additionner en phase les données des six observations que nous
avons réalisées au cours de trois années. Lors de l'étude de la distribution
temporelle des photons enregistrés, nous pourrons de cette manière
savoir à priori où se trouve le puise principal et constater la présence
ou l'absenc*- d'un puise gamma en coïncidence avec le puise principal ;
pour chacune des six observations nous aboutirons à un histogramme des
phases de? photons . La connaissance de la position àl ' intérieur
de ] 'liistog r.tmme du puise principal permet d'additionner sans ambiguïté
nos six obse rva t ions en fa i sant co ïnc ider les canaux contenant le pu ise
j j r inc ipa l . A ins i un phénomène difficile à m e t t r e en évidence en une seule
obse rva t ion p o u r r a a p p a r a î t r e c l a i r e m e n t a p r è s avo i r a i n s i addi t ionné
p l u s i e u r s o b s e r v a t i o n s , c a r ce t te addit ion en p h a s e augmente la s t a t i s t i que
tout en c o n s e r v a n t une t r è s bonne p r é c i s i o n su r la p h a s e . De s u r c r o î t des
r é s u l t a t s obtenus pa r p l u s i e u r s l a b o r a t o i r e s dans un m ê m e domaine d'énergie
sunt d i r e c t e m e n t c o m p a r a b l e s et add î t ionnab les ,
La figure I . . m o n t r e que la p r é c i s i o n a p r è s confrontat ion de
qua t r e r é s u l t a t s indépendants e s t e n c o r e de +_ 100 m i c r o s e c o n d e s . Sachant
que les pu i ses à o b s e r v e r ont quelques m i l l i s e c o n d e s de l a r g e , ce t te
p r é c i s i o n est exce l l en t e .
Nous r e v i e r d r o n s en dé ta i l s u r la m a n i è r e dont nous avons
é tabl i cet te c o r r é l a t i o n t e m p o r e l l e e n t r e nos d i f fé ren tes o b s e r v a t i o n s , l o r s
de la p r é s e n t a t i o n de nos r é s u l t a t s .
I I -c - Spec t r e d ' é m i s s i o n du P u l s a r NP0532
Sur la f igure I ^ nous avons r e g r o u p é l e s p r i n c i p a l e s o b s e r v a
t ions en r ayonnemen t X . Le s p e c t r e i n t é g r a l o b s e r v é e n t r e 1 keV et 4
10 keV e s t un s p e c t r e de p u i s s a n c e :
N(E) ru E "
la pente de ce s p e c t r e o ^ e s t éga le à 1 .
Si nous ex t r apo lons ce s p e c t r e au domaine d ' é n e r g i e que nous _5
a l lons e x p l o r e r , nous t rouvons à 100 MeV un flux a t tendu de û i 10 photon
(cm . s . ) . C e flux doit ê t r e dé t ec t ab l e p a r no t r e e x p é r i e n c e s i le P u l s a r
c o n s e r v e à haute éne rg i e l e s c a r a c t é r i s t i q u e s que les o b s e r v a t i o n s X ont
m i s e s en év idence .
Nébuleuse du Crobe A DUCROS 1970- a A ROCCHIA 1969 A COLEMAN 1973
Pulsar NP0532 ® RAPPAPORT1971 © FRITZ 1969 ® DUCROS 1970-b @> FISHMAN 1969
KURFESS 1971 ® ORWIG 1971
Energie ( kev)
Figure 1-12 Spectre d'énergie de la Nébuleuse du Crabe et du Pulsar NP 0532
- 24 -
D'' toute m a n i è r e cet te étude du P u l s a r en r a y o n n e m e n t g a m m a
p e r m e t t r a d ' é t a b l i r s ' i l y a continuité e n t r e l e s deux domaines d ' é n e r g i e
- cont inui té du s p e c t r e
- continuité d e s c a r a c t é r i s t i q u e s du P u l s a r .
B - R A P P E L S SUR LE BRUIT DE FOND AMBIANT
L e s r a p p e l s que nous venons de f a i r e conce rnan t l e s deux
s o u r c e s que nous c h e r c h o n s à d é t e c t e r , ont m o n t r é que l e s flux a t t endus -5 2 - 1
é ta ien t t r è s faibles : de l ' o r d r e de 10 photon (cm . s . ) à 100 MeV. La
dé t ec t ab i l i t é de ce s s o u r c e s e s t fonction bien s û r d e s p e r f o r m a n c e s de
n o t r e d é t e c t e u r , m a i s dépend beaucoup du b ru i t de fond ambian t qui , s ' i l
e s t t r o p i m p o r t a n t , m a s q u e r a le s ignal de la s o u r c e .
Deux s o r t e s de p a r t i c u l e s peuvent p e r t u r b e r nos m e s u r e s :
1 - L e s p a r t i c u l e s c h a r g é e s {pro tons , é l e c t r o n s . . . . )
2 - L e s photons g a m m a c r é é s l o c a l e m e n t dans l ' a t m o s p h è r e
pa r le r a y o n n e m e n t c o s m i q u e .
1 - L e s p a r t i c u l e s c h a r g é e s
De p a r son p r i n c i p e m ê m e , une c h a m b r e à é t i n c e l l e s ne peut
p e r m e t t r e de v i s u a l i s e r que des p a r t i c u l e s c h a r g é e s ; c ' e s t d ' a i l l e u r s pour
ce t te r a i s o n que les photons g a m m a ne sont ident i f iab les q u ' a p r è s s ' ê t r e
m a t é r i a l i s é s en une p a i r e é l e c t r o n - p o s i t r o n . E t a n t donné que la m a t é r i a l i
sat ion du photon g a m m a donne l ieu à une t r a c e double {é l ec t ron -pos i t ron ) on
p o u r r a i t donc d i s c r i m i n e r l ' e n r e g i s t r e m e n t d 'un g a m m a de l ' e n r e g i s t r e m e n t
d 'une p a r t i c u l e c h a r g é e te l le qu 'un p ro ton ou un é l e c t r o n qui eux ne feront
a p p a r a î t r e dans la c h a m b r e à é t i nce l l e s qu 'une t r a c e . Mais l ' i n t e n s i t é des
i
- 25 -
p a r t i c u l e s c h a r g é e s es t si i m p o r t a n t e , c o m p a r é e au flux de photon y des
s o u r c e s é tudiées , que la c h a m b r e s e r a i t c o n s t a m m e n t so l l i c i t ée p a r c e s
p a r t i c u l e s c h a r g é e s et il s e r a i t i m p o s s i b l e de d é t e c t e r une s o u r c e de
photon Y. L e s o b s e r v a t i o n s et l e s ca l cu l s t h é o r i q u e s ont p e r m i s de chi f f rer
l e s i n t e n s i t é s de p a r t i c u l e s c h a r g é e s p r é s e n t e s à l ' a l t i tude où s e font nos
e x p é r i e n c e s .
L e champ magné t ique qui en tou re l a t e r r e d i s c r i m i n e en
é n e r g i e l e s p a r t i c u l e s c h a r g é e s qui p é n è t r e n t dans l ' a t m o s p h è r e : c ' e s t
le phénomène de " cut-off " . Nous nous p l a c e r o n s dans l e s condi t ions où
ont é té r é a l i s é e s nos e x p é r i e n c e s à s avo i r un " cut-off " de 5 GV env i ron .
Le flux N des p ro tons p r i m a i r e s de m o m e n t p > 5 G e V / c ,
p r é s e n t au s o m m e t de l ' a t m o s p h è r e e s t :
N ^ 3. 2Û~ pro ton (cm . s. s r )~ ( P E R O L A 1966 )
Le flux d ' é l e c t r o n s s e c o n d a i r e s c r é é s dans une a t m o s p h è r e 2
r é s i d u e l l e de 4 g / c m es t :
Ne ^ 4 , 10" e i e c t r o n ( c m . s . s r ) ' ( V-ERMA 1967 )
pour une é n e r g i e c o m p r i s e e n t r e 10 MeV et 1, 1 GeV.
P o u r noti e d é t e c t e u r dont la s u r f a c e s e n s i b l e e s t de 500 cm
et dont le cône d ' o u v e r t u r e e s t d ' env i ron 1 s t é r a d i a n , nous a r r i v o n s à un
taux de d é c l e n c h e m e n t *£ p a r les p a r t i c u l e s c h a r g é e s égal à :
t ~- (N + N e ) x 500 x 1
'X. C^. 170 déc lenchemen t s p a r s e c o n d e , ce taux e s t a b s o l u m e n t p roh ib i t i f
c a r à chaque d é c l e n c h e m e n t i l faut env i ron 0 , 2 seconde de t e m p s m o r t
pour e n r e g i s t r e r l ' é v é n e m e n t . Nous devons a b s o l u m e n t é v i t e r c e s d é c l e n
c h e m e n t s .
II - L.es photons g a m m a c r é e s l o c a l e m e n t
Les photons g a m m a c r é é s l o c a l e m e n t , appe lés e n c o r e r ayonnemen t
r a n i m a seconda i r e ou a t m o s p h é r i q u e , sont i s s u s p r i n c i p a l e m e n t des
in t e rac t ions du r ayonnemen t cosmique p r i m a i r e avec les noyaux de
l ' a t m o s p h è r e .
Ce r ayonnemen t g a m m a s e c o n d a i r e v a r i e r a donc d 'une p a r t
un l'onction du " cut-off " du lieu d ' o b s e r v a t i o n , d ' ' au t r e p a r t en fonction
de la p r e s s i o n r é s i d u e l l e p r é s e n t e au d e s s u s du d é t e c t e u r .
2 2 En t r e 1 g/ cm et 10 g / c m de p r e s s i o n r é s idue l l e la va r i a t ion
'lu r ayonnemen t «air.ma a t m o s p h é r i q u e peut ê t r e c o n s i d é r é e c o m m e l i n é a i r e
( î iEUERMANN 1971). La va r i a t i on en fonction du " cut-off ' ' géomagné t ique
es t t raduite f igure I . , . L e s cou rbes t r a c é e s s u r ce t te f igure sont obtenues
a p a r t i r dus t r avaux de P E R O L A et SCARSI (PEROLA 1969). C e s cou rbes
r e p r é s e n t e n t le n o m b r e de photons ^ i s s u s de l a d é c r o i s s a n c e d e s 7\°.
Une étude plus complè te du b ru i t de fond g a m m a a été faite
pa r BEUERMA.NN qui inc lu t à b a s s e é n e r g i e , c ' e s t à d i r e en d e s s o u s de
70 McV, l e s photons ^ i s s u s du r ayonnemen t de f re inage des é l e c t r o n s s e
c o n d a i r e s dans l ' a t m o s p h è r e r é s i d u e l l e . C ' e s t ce s p e c t r e théor ique que
nous r e t i e n d r o n s pour la su i t e de nos c a l c u l s . Sur la F i g u r e I nous 14
avons r e p o r t é le s p e c t r e t héo r ique de BEUERMANN a ins i que l e s p r i n c i
paux r é s u l t a t s e x p é r i m e n t a u x . Nous voyons qu ' à 100 MeV nous avons un
b ru i t de fond g a m m a , égal à
Nv C¥. 10 photon (cm . s. s r , g / c m )
Ce brui t c o n s i d é r é c o m m e g loba lemen t i s o t r o p e , es t d i r e c t e m e n t
p ropor t ionne l à l ' angle sol ide du cûne d ' o b s e r v a t i o n ; p a r c o n t r e les
s o u r c e s que nous c h e r c h o n s à d é t e c t e r sont c o n s i d é r é e s c o m m e ponc tue l les
et peuvent donc Être i n t e r c e p t é e s pa r un cône d ' ang le sol ide e x t r ê m e m e n t
pet i t . Ce cCne d ' i n t e r cep t i on s e r a fonction de la p r é c i s i o n du d é t e c t e u r .
CUTT-OFF<0.5 GV
= 2 6 V
= 4,5 GV
= 10 GV
= 16 GV
1000 Energie (MeV)
R g u r e J J l Variation du spectre des gamma atmosphériques
issus des ïï0, en fonction du 'Cut-off" géomagnétique
• N y , E , » E ) 1 2 3
KINZER FICHTEL. 500 D
19T 1969 1969
3 NIEL 10 VALDEZ
1 1972 . 1969
4 5
FRYE FRYE
1968 1967
© 6 7
DUTHIE MAY
1966 1969
- » - BEUERMANN 1971
© 8 DUTHIE 1968
Spectre théorique
. / adoplé poor no* calculs
TO MeV Energie
Figure l-V, Résultats expe'rimentaux et spectre théorique des gamma afmosphe'riquts en fonction de l'énergie
Dans un cone d ' obse rva t ion dont l ' o u v e r t u r e e s t de S'J de d e m i -
a n^le au s o m m e t la cont r ibut ion du b ru i t de fond s e r a :
-5 Z . 2 - 1 N^. 2=L Z. -1 10 photon {cm . s. g / c m )
Dans ce m ê m e cône le flux r e ç u de la s o u r c e e s t a u s s i de î ' o r d r e de -5 l , - 1
1 0 ])hoton(cm , s . ) et doit donc pouvoir ê t r e m i s en év idence . La dé tuc tab i l i t é d 'une sou rce dépendra de l ' o u v e r t u r e poss ib le du cône d ' o b s e r
Kn conclus ion , nous r e m a r q u o n s que l e s photons £" s e c o n d a i r e s
eux c a r a c t é r i s t i q u e s p r i nc ipa l e s
I - l eu r nombre es t fonction de la p r e s s i o n r é s i d u e l l e
Z - i l s sont i s o t r o p e s , en p r e m i è r e a p p r o x i m a t i o n , ce qui
iir.plique que le nombre de phcto.ns y i n t e r c e p t é es t l'onction
ce ! 'angle sol ide du cOne cî 'obs<j rvat ion.
Puur r é d u i r e l ' inf luence de ce brui t ambian t il faut donc :
1 - fa i re vo le r le détecLeur t r è s haut , soit en ba l lo is s t r a t o s -
p h é r i q u e s , soit en s a t e l l i t e s . Nous avons opté pour la solu
tion la mo ins c h è r e qui p e r m e t de plu 'i d ' e m p o r t e r des
dé t . c c i e i r s de ZOO à 300 k i log ramme? ' .
Z - avo i r un cOne d ' o b s e r v a t i o n t r è s [jetit. L 'euvu r l u r e de ce
con*.' s e r a définie pa r la p r é c i s i o n de r ecous t ru t liun de la
d i r ec t ion d ' a r r i v é e des pilotons ^ .
S
9
C H A P I T R E II
ETUDE DU D E T E C T E U R
A - P R I N C I P E D E FONCTIONNEMENT
I - D i s c r i m i n a t i o n des photons gamma
Ea r e c h e r c h e de s o u r c e s ponc tue l l e s de r a y o n n e m e n t g a m m a
ne ce s s i te l ' u t i l i s a t ion d 'un d é t e c t e u r qui p o s s è d e l e s fonct ions su ivan t e s :
J - le choix des photons g a m m a au mi l i eu du b ru i t de fond
de p a r t i c u l e s c h a r g é e s
Z - la m a t é r i a l i s a t i o n d e s photons 3- sous la f o r m e d 'une p a i r e
é l e c t r o n - p o s i t r o n
i - la r e c o n s t r u c t i o n de la d i r e c t i o n d ' a r r i v é e d e s photons -£
e n r e g i s t r é s et éven tue l l emen t la m e s u r e de l e u r é n e r g i e .
La f igure I I , r e p r é s e n t e s c h é m a t i q u e m e n t l ' e n s e m b l e du
d é t e c t e u r . La c h a m b r e à é t i nce l l e s e s t un d é t e c t e u r s ens ib l e un iquement
aux p a r t i c u l e s c h a r g é e s , i l faut donc que l e s photons Y se m a t é r i a l i s e n t
avant l eu r e n t r é e dans la c h a m b r e , ou au c o u r s de l eu r p a s s a g e dans la
c h a m b r e , si nous voulons que la p a i r e e - e i s s u e de la m a t é r i a l i s a t i o n ,
soit rendue v is ib le pa r la c h a m b r e à é t ince l les .
334 mm
0 I " Omm
Figure II-1 Representation schématisée du détecteur
A : Anticoincidence
B-C : Coincidence
D : Chambre a étincelles
- 32 -
* " Discrimination entre photon v et particules chargées
La discrimination entre les photons Y et le bruit de fond de
particules chargées se fait de la manière suivante :
- les compteurs A, B, C, sensibles aux particules chargées, sont
couplés ainsi :
B et C sont en coïncidence
A est en anticoincidence avec B et C
- on pourra dire qu'un photon se sera matérialisé entre le compteur A
et le compteur B (c'est à dire dans la chambre à étincelles) si :
- il n'y a aucun signal dans A
- :n signal en coïncidence entre B et C
- dans ce cas seulement la chambre à étincelles sera mise en œuvre
pour visualiser les particules chargées qui l'ont t raversée .
- 33 -
II - Materialisation des gamma et visualisation de la paire e -e
C'est le rôle de la chambre à étincelles. Rappelons en briève
ment le principe de fonctionnement.
Une chambre à étincelles est une enceinte étanche remplie
d'un mélange gazeux formé à 99% de néon. Dans cette enceinte est placé
un empilement de plaques de métal. Ces plaques sont reliées une sur deux
à une source de haute tension continue ( nj 8000 volts), les autres étant
reliées à la masse ; nous avons ainsi un> superposition de condensateurs
plans. (Figure II2). L'intervalle entre chaque plaque est appelé "gap'' .
Le photon"$ se matérialise lors de la traversée des plaques en
une paire c - e ; ces deux particules chargées ionisent le gaz de la
chambre uniquement le long de leur trajectoire, puis en traversant les
compteurs B , C , déclenchent un signal de coïncidence ; ce dernier
commande l'application de la haute tension aux plaques de l'empilement :
les condensateurs, que forment ces plaques, se chargent jusqu'à une
énergie suffisante pour engendrer une série d'étincelles le long de
l'ionisation générée par la paire e - e .
Le rôle de la chambre est donc double : elle permet de
matérialiser le gamma, et de visualiser la trajectoire de la paire e' - e
issue de la matérialisation. Ce sont les étincelles liées au passage de la
paire qui seront le matériau de base pour l'identification des photens g" et
la recherche de leur direction.
paire electron - poiitron
6000 Volts
Figure IL-2 Représentaton schématisée du rôle de la chambre â étincelles
- 35 -
III - R e c o n s t r u c t i o n de la d i r ec t i on d ' a r r i v é e du photon
L ' e n c e i n t e é t anche dans laquel le sont p l a c é s l e s p la t eaux ,
pas s i à<_- un hublot t r a n s p a r e n t à t r a v e r s lequel nous pouvons pho tog raph i e r
les t r a c e d . R e t r o u v e r la d i r ec t i on d ' a r r i v é e d ' u n e p a r t i c u l e dans l ' e s p a c e ,
ii'i-st poss ib le que s i nous p r e n o n s deux c l i chés s i m u l t a n é s sous deux ang les
d i f fé ren t s , de la t r a c e l a i s s é e dans la c h a m b r e à é t i n c e l l e s . Ce t te vue
SIL ruuricopique d'une m ê m e t r a c e es t r é a l i s é e avec un seul a p p a r e i l pho to
g r a p h i q u e , en i n t e rposan t e n t r e l 'obje t et l 'object i f un j eu de m i r o i r s convena
b lement d i s p o s e s . Le d i spos i t i f de photographie e s t s c h é m a t i s é f igure II 3.
Chambre a Miroir i Observateurs v'fnuels
F i g u r e II 3 - R e p r é s e n t a t i o n s c h é m a t i s é e du d i spos i t i f de p r i s e de vue
- 36 -
Cet ce prise de vue stéréos copique permet de replacer la
direction de chaque t race , dans un système d'axe lié à la chambre à
étincelles. Pour retrouver la direction d 'arrivée dans le ciel il faut tenir
compte de l'o^ ientation par rapport au système de coordonnées célestes
choisi.
Nous allons maintenant étudier plus en détail chacune des
parties du détecteur.
- 37 -
B - DESCRIPTION ET ETALONNAGES DES E L E M E N T S DU D E T E C T E U R
I - L e s c o m p t e u r s
I-a - Le_s_^^m£^^r_s_a^e_J^|^nUcj^nj^idejnic_e_
L 'e f f icac i té de ces c o m p t e u r s doit ê t r e a u s s i bonne que
p o s s i b l e . Il es t n é c e s s a i r e de d é t e c t e r toute» let. p a r t i c u l e s c h a r g é e s
qui les t r a v e r s e n t afin de ne pas d é c l e n c h e r la c h a m b r e à é t ince l l e s
su r ce s p a r t i c u l e s . Ces c o m p t e u r s sont r é a l i s é s en p las t ique sc in t i l l an t .
Ils ont été t e s t é s s u r les m é s o n s U a t m o s p h é r i q u e s . L e s r e n d e m e n t s
obtenus sont de 99» 97 % en m o y e n n e , et sont j ugés s a t i s f a i s a n t s .
I-b - L£s_^£m2^ur_s_de_2a_^c-^£ide_n_ce
Le rOle de la coîYi c idence couplée avec l ' an t ico i r ic idence e s t
de d é t e c t e r les p a r t i c u l e s c h a r g é e s i s s u e s de la m a t é r i a l i s a t i o n du g a m m a ,
c ' e s t à d i r e des é l e c t r o n s dont l ' é n e r g i e peut v a r i e r de 10 MeV env i ron , à
1 GcV.
1°) Le p r e m i e r c o m p t e u r de la co ïnc idence , compteu r B s u r
la F i g u r e II, , es t fo rmé d 'un d i sque de p las t ique sc in t i l l an t vu p a r un
pho tomul t ip l i ca t eu r . Deux c o m p t e u r s ont é té u t i l i s é s . La d i f fé rence e n t r e
eux r é s i d e d 'une pa r t dans l ' é p a i s s e u r du p l a s t ique s r i n t i l l a n t , et d ' a u t r e
p a r t dans le type d ' e n r o b a g e u t i l i sé au tour du s c i n t i l l a t e u r . Le c o m p t e u r
u t i l i s é au cours des années 1969 et 1970 é ta i t cons t i tué d 'un d i sque de
s c in t i l l a t eu r épais de 15 m m en touré d 'un gainage en tôle d ' a l u m i n i u m de
1,5 m m d ' é p a i s s e u r . Celui u t i l i sé en 1971 é ta i t fo rmé d'un s c i n t i l l a t e u r
de 8 m m d ' é p a i s s e u r , gainé un iquement p a r du pap i e r no i r . Nous v e r r o n s
au cou r s de l ' é tude de l ' e f f icaci té de l ' e n s e m b l e du d é t e c t e u r , l ' in f luence
de cet te modif ica t ion. P r i s s é p a r é m e n t chacun des c o m p t e u r s a une eff ica
cité de 99 > ,
- 38 -
2 J Le deux ième co*"•"•.p:^ur de la co inc idence , c o m p t e u r C
su r la figure H . , c s t - un campteuv à eff'jt Ccre t ikov ; le m a t é r i a u dont
il e s t cons t i tué e s t du p l e x i g l a s s . La l u m i è r e due à l 'effet C e r e n k o v
un^endré p a r les p a r t i c u l e s c h a r g é e s qui t r a v e r s e n t le c o m p t e u r C, e s t
cn i i se suivant un cône axé s u r la t r a j e c t o i r e de la p a r t i c u l e . Compte
tenu de l ' é n e r g i e de l ' é l e c t r o n et du p o s i t r o n i s s u s de la m a t é r i a l i s a t i o n
i t du m a t é r i a u cons t i tuan t l e compteu r C (p l ex ig l a s s ) , l ' ang le d ' é m i s s i o n
du lu l u m i è r e p a r r a p p o r t n la t r a j e c t o i r e de la p a r t i c u l e es t de 45 a
env i ron . Ut i l i sant ce t t e d i r e c t i v i t é dans l ' é m i s s i o n de la l u m i è r e , nous
obtenons un c o m p t e u r d i rec t i f , en p laçan t le pho tomul t i p l i ca t eu r en d e s s o u s
du cuiiijiiL'ur C (f igure II .) : le s ignal lumineux e n r e g i s t r é s e r a t r è s i m
por tan t pour l e s p a r t i c u l e s se p ropagean t de haut en bas e t t r è s faible
pour les p a r t i c u l e s se p ropagean t de bas en haut . A i n s i nous p r o t é g e o n s
'e d é t e c t e u r c o n t r e l e s co ïnc idences qui a u r a i e n t é té r é a l i s é e s p a r l e s
p a r t i c u l e s c h a r g é e s se p ropagean t de bas en haut .
Le compteu r Ce renkov adopté e s t un compteu r en fo rme de
tul ipe. Sa r e p r é s e n t a t i o n en coupe e s t p r é s e n t é e s u r la f igure II .
L 'e f f icac i té de ce c o m p t e u r , m e s u r é e à l ' a ide d 'un fa i sceau de TT r é a l i s é
au Synchro t ron de Saclay , e s t r e p o r t é e s u r la F i g u r e II .
Nous avons d iminué la s e n s i b i l i t é de ce c o m p t e u r aux
p a r t i c u l e s r e m o n t a n t e s en déposan t du no i r de furnée à sa p a r t i e s u p é
r i e u r e .
L 'e f f icac i té pou r l e s p a r t i c u l e s d e s c e n d a n t e s ( Q " < ©• < 10°)
e s t de 90 ff/o en moyenne a l o r s que pour l e s p a r t i c u l e s r e m o n t a n t e s
( ©• = IBO") e l l e n ' e s t que de 10 % s u r la m a j e u r e p a r t i e du c o m p t e u r .
Ce r é s u l t a t e s t jugé s a t i s f a i s a n t .
Efficacité'
100 %
- . 5 0 %
-16 -12 -8 -i
Angle d incidence du faisceau
/ \ 0° 10°
0 U 8 12
^ 9 = 0 ° \ 0 = 10"
\ 8 = 5° | 9 = 180°
16 (cm)
I T _ Photomultiplicateur _
t T Figure 1-4 Schéma du compteur à effet Cerenkov et efficacité
de ce compteur
- 40 -
II - La c h a m b r e à é t i nce l l e s
I I -a - Compos i t ion
Nous avons vu que la c h a m b r e à é t i nce l l e s e s t f o r m é e d 'une
ence in te é tanche contenant des p la teaux . L e s g a m m a que nous r e t enons
pour no t re étude sont ceux qui se m a t é r i a l i s e n t au c o u r s de l e u r p a s s a g e
dans les p la teaux. L a p robab i l i t é O p a i r e qu 'un photon d ' é n e r g i e E se
m a t é r i a l i s e en une p a i r e e - e dans une é p a i s s e u r , dx , de m a t i è r e 2
e x p r i m é e en g r a m m e / cm es t donnée p a r
4 ~ 4 d N —— p a i r e A | * («3 Z ^ - £ ' ** (ROSSI, 1952)
Ce t t e f o r m u l e va l ab le pour des photons d ' é n e r g i e s u p é r i e u r e
à 50 MeV, m o n t r e l ' in f luence du m a t é r i a u u t i l i s é . P o u r une m ê m e é p a i s
s e u r , dx, de m a t i è r e , la p robab i l i t é Cp . s e r a d ' au tan t plus g r a n d e i p a i r e °
que Z s e r a plus é l evé . Compte tenu des i m p é r a t i f s m é c a n i q u e s de fa
b r i ca t ion , nous avons r é a l i s é nos p la teaux en a c i e r inoxydable dont le Z
vaut 26, Chaque p la teau es t f o r m é de deux feu i l l es d ' a c i e r de 0 , 3 m m
d ' é p a i s s e u r chacune , c o l l é e s de p a r t et d ' a u t r e d 'une s t r u c t u r e a lvéo lée
en fo rme de nids d ' a b e i l l e . La s t r u c t u r e a lvéo lée e s t r é a l i s é e en a lumin ium
de 0 ,02 m m d ' é p a i s s e u r . Ce t te s t r u c t u r e a lvéo lée es t c o n s i d é r é e c o m m e
négl igeable <-'" c e qui c o n c e r n e la m a t é r i a l i s a t i o n des pho tons , vis à vis
dos feui l les d ' a c i e r . L ' é p a i s s e u r de m a t é r i a u s ' e x p r i m e n o r m a l e m e n t
en longueur de r ad i a t ion . Une uni té de longueur de r ad i a t i on , X Q , c o r r e s
pond à une é p a i s s e u r de m a t é r i a u te l le qu 'un flux de photons y e s t r édu i t
d 'un fac teur , e , a p r è s t r a v e r s é e de ce m a t é r i a u : cec i c o r r e s p o n d à
une réduc t ion de 6 3 % % P o u r le fer la longueur de r ad ia t ion X vaut
14.4 g, cm .
La c h a m b r e e s t f o r m é e de 13 p l aques dont 10 peuvent donner
l ieu à des ma té r i a l i s a t i ons ident i f iables dans la c h a m b r e ; ces d ix p laques
de 0 ,033 longueur de r ad ia t ion chacune c o r r e s p o n d e n t à 0, 3 longueur de
rad ia t ion . On p o u r r a i t c h e r c h e r à m a t é r i a l i s e r le p lus g rand n o m b r e
poss ib l e du photons un augmentan t le n o m b r e de p l aques , m a i s une
Limitation s ' i m p o s e à c a u s e de l a diffusion et de l ' ab so rp t i on des
e l e c t r o n s i s s u s de la m a t é r i a l i s a t i o n ; au mo ins une des p a r t i c u l e s de
lu p a i r e doit t r a v e r s e r les c o m p t e u r s de la co ïnc idence pour d é c l e n c h e r
le d é t e c t e u r ; or au cou r s de la t r a v e r s é e d e s plaques l e s é l e c t r o n s r
.-subissent des diffusions et pe rden t de l ' é n e r g i e pa r r ayonnemen t :
. a l i m e n t e r le nombre de p laques r e v i e n d r a i t à a b s o r b e r les é l e c t r o n s
de b a s s e é n e r g i e et donc à l i in i t e r la s ens ib i l i t é du d é t e c t e u r dans l e s
b a s s ->, e n e r g i e s .
L 'é tude de ces p e r t e s p a r diffusion et abso rp t ion des é l e c t r o n s
, ; été f.'iite en plaçant l ' e n s e m b l e e x p é r i m e n t a l dans un fa i sceau d ' é l e c
t rons produi t pa r l ' a c c é l é r a t e u r d : O r s a y .
.Nous rli s pos ions d 'un fa i sceau d ' é l e c t r o n s mono ciné tique s
cont l ' é n e r g i e pouvait v a r i e r de 10 à 200 MeV. U s ' a g i s s a i t pour nous
u ' é t u d i e r ia r éponse de no t r e d é t e c t e u r pour des é l e c t r o n s , d 'une é n e r g i e
connue, a r r i v a n t sous une inc idence va r i ab l e pa r r a p p o r t à l ' axe du
d é t e c t e u r . La d i spos i t ion des é l é m e n t s a u p r è s de l ' a c c î l é r a t e u r é ta i t
cel le notée s u r la f igure 11 . JL.es c o m p t e u r s C. et C m i s en co inc idence
en t r e eux s e r v a i e n t à d é l i m i t e r la p a r t i e ut i le du f a i sceau . N o u s avons
employé deux s c i n t i l l a t e u r s de 2 cm de diamètre et de 3 m m d ' é p a i s s e u r .
Le d é t e c t e u r ."i é t a l o n n e r é ta i t cons t i tué de la c h a m b r e à é t i n c e l l e s e t des
c o m p t e u r s C et C , La t r a n s p a r e n c e de l ' e n s e m b l e es t définie de la
façon suivante :
- soit N. le comptage d e s coir te idences obtenues e n t r e C , et C .
- soit N ? le comptage d e s co ïnc idences ob tenues e n t r e C , C
N 2 la t r a n s p a r e n c e s ' e x p r i m e p a r T =
N
Afin d ' a p p r é c i e r le taux d ' a b s o r p t i o n du à l a c h a m b r e s e u l e ,
nous avons fait des m e s u r e s de t r a n s p a r e n c e avec et s ans la c h a m b r e ,
cec i nous p e r m e t pa r a i l l e u r s de conna î t r e l ' e f f icac i té d e s c o m p t e u r s du
détecteur : e l le c o r r e s p o n d à la t r a n s p a r e n c e en l ' a b s e n c e de la c h a m b r e .
A B
, 9(
Ci 4.5 cm C2
Figure IT-5 Disposition adopte'e pour les compteurs et la chambre d étincelles Lors des tests en electrons
- 43 -
J_.es cou rbes de la f igure I I . r é s u m e n t l e s r é s u l t a t s obtenus
pour :
- des é n e r g i e s v a r i a n t de 20 MeV à 200 MeV
- d i f férents angles d ' inc idence © : 0" , 10" , 15"
- 2 pos i t ions du t é l e s c o p e :
a) dans l ' axu
b) à 4 ,5 cm de l ' a x e .
A haute é n e r g i e , E = 200 MeV sous une inc idence de 0 ° ,
L'efficacité des c o m p t e u r s e s t de 90 %, et cel.'e de l ' e n s e m b l e c o m p t e u r s
et c h a m b r e e s t de 80 % ; l e s 10 % de difféi .ce sont dus aux p e r t e s
pa r diffusion et abso rp t ion dans la c h a m b r e e l l e - m ê m e .
C e s p e r t e s sont e x t r ê m e m e n t i m p o r t a n t e s à b a s s e é n e r g i e .
A ins i à 40 MeV l 'e f f icaci té de la coïncidence e s t e n c o r e de 50 % a l o r s
nue l ' e n s e m b l e c h a m b r e - co inc idence n ' a p lus que quelques pour cents de
t r a n s p a r e n c e . Sien s û r dans Le cas d'un photon J dont l a m a t é r i a l i s a t i o n
a lieu dans la c l iambre l e s é l e c t r o n s c r é é s n ' a u r o n t qu 'une p a r t i e des
p laques à t r a v e r s e r et donc s e r o n t inoins a b s o r b é s et diffu&és : le seuil en
éne rg i e pour l e s photons ^ d e v r a i t ê t r e i n f é r i e u r à 40 MeV , Nous r e v i e n
d rons u l t é r i e u r e m e n t s u r ce seui l .
.La figure II . m e t en évidence les p e r t e s p a r diffusion des
e le c i rons dans le p r e m i e r c o m p t e u r de la co ïnc idence . En eff^t, chaque
- u m p t e u r p r i s ind iv idue l lement a une s e n s i b i l i t é de 9 q % pour le
c o m p t e u r l i , et de 90 % pour le compteu r C. J e couplage des deux
c o m p t e u r s doit avoi r une efficacité de 90 %. Cec i e s t vér i f ié à p a r t i r
de 100 MeV; m a i s pou r l e s fa ib les é n e r g i e s l ' e f f i cac i té dirnii .ac c a r
des é l e c t r o n s , vus pa r le c o m p t e u r B , sont diffusés dans le c o m p t e u r
mêrr.e et n ' a t t e ignen t pas le c o m p t e u r C. Cec i explique la m o d i f i c a t i o n
que nous avons ippor tée au c o m p t e u r 3 afin de l e r e n d r e m o i n s a b s o r b a n t
pour Les é l e c t r o n s de b a s s e é n e r g i e
m%.. I Ef.'.'cccite
Sù'/i-
u /
Compreurs Cs , r.t, seuls
Faisceau à 6,5 et) de l'axe
l 6 = 0° o 6 = 10° A 9 = 15°
Energie ( MeV) -J L_
20 40 60 80 100 120 « 0 160 ISO 200
- a -
IOG:;
5C%!_
oL
s--1-?-
Tcteccope Ichcrnbre + compteurs
Anç'.e d'incidence : 6 - 0*
£ Faiscecu dans Vcxz
§ Fci'sceau a" 4,5 cm de l'cxe
Energie (KaV)
2û 40 60 S0 103 1/0 140 153 ISO 200
- b -
Figure IL-6 a)-tfficocité dzs compteurs en fonction de l'énergie dss électrons incidents b) Efficacité du télescope
- 45 -
II-b - Ç I ^ ^ e j B e j l t j d j ^ ^ é j ^ n e ^ ^
Nous avons vu qu 'à chaque d é c l e n c h e m e n t de la c h a m b r e à
l'Une elle s une photographie des t r a c e s p r é s e n t e s dans la c h a m b r e é ta i t
p r i s e . Les pho tograph ies e n r e g i s t r é e s au c o u r s d 'une e x p é r i e n c e sont
c l a s s é e s en deux c a t é g o r i e s .
II- b -1 - Les é v é n e m e n t s i nu t i l i s ab l e s ( ^ 6 0 %)
Ces pho tograph ies ne font a p p a r a î t r e aucune t r a c e
dans la c h a m b r e , soi t une seule é t ince l l e ; e l l e s sont donc g é o m é t r i q u e
ment inexploi table ca r aucune d i r e c t i o n ne peut Être c a l c u l é e .
I I -b -2 - L e s événemen t s i n t e r p r é t a b l e s ( <r>J 40 %)
1) L e s é v é n e m e n t s à t r a c e unique ( |"°20%) appe lé s U
L a m a t é r i a l i s a t i o n du photon Y c r é a n t un é l e c t r o n
et un p o s i t r o n , deux t r a c e s d e v r a i e n t donc ê t r e
v i s ib l e s dans la c h a m b r e . Cependan t 20 % des é v é
n e m e n t s i n t e r p r é t a b l e s ne font a p p a r a î t r e qu 'une
t r a c e . Ces événemen t s ne s e r o n t pas r e t e n u s pou r
la sui te de l ' a n a l y s e .
2) Los é v é n e m e n t s à t r a c e double ( ^ 20%)
Appe lés D , i l c o r r e s p o n d e n t typ iquement à un
photon qui s ' e s t m a t é r i a l i s é dans la p laque i m m é
d i a t e m e n t s u p é r i e u r e au gap où a l ieu la p r e m i è r e
é t i nce l l e .
La su i te de no t re étude p o r t e r a e x c l u s i v e m e n t s u r l e s é v é n e
men t s du type D qui c o r r e s p o n d e n t s a n s ambigu i t é à une p a i r e e T - e
i s s u e de la m a t é r i a l i s a t i o n d 'un photon Y .
- 46 -
III - Eff icaci té du d é t e c t e u r
No t re d é t e c t e u r e s t de s t i né à o b s e r v e r d e s photons g a m m a
p a r l ' i n t e r m é d i a i r e de la c r é a t i o n de l a p a i r e e - e . Dans un fa i sceau
d ' é l e c t r o n s nous avons é tudié la s ens ib i l i t é du d é t e c t e u r et l ' i m p o r t a n c e
de la diffusion des é l e c t r o n s dans ce d é t e c t e u r . Main tenan t il faut conna î t r e
l ' e f f icac i té de v i sua l i sa t ion des photons g a m m a pa r le d é t e c t e u r : nous
avons vu que seu l s les é v é n e m e n t s donnant l i eu à une double t r a c e peuvent
ê t r e r e t e n u s c o m m e photon g a m m a .
Ul -a - E ta lonnage dans un fa i sceau de photons y de 16 MeV
L e s photons u t i l i s é s sont i s s u s de la r é a c t i o n
p -;- Li 9- p + V induite pa r une r é s o n n a n c e à 440 keV. Ce t t e r é a c t i o n
donne lieu à deux r a i e s d ' é n e r g i e : "ïj n = 19 |6 MeV ( l a r g e u r de la r a i e 15 keV)
^ = 14, 8 MeV ( l a r g e u r de la r a i e 0. 7 keV)
Le r a p p o r t d ' i n t ens i t é "X / Y des deux r a i e s e s t d ' e n v i r o n 2, ce qui
p e r m e t de déf in i r une é n e r g i e moyenne pour l e s photons a ' env i ron 16, 6 MeV.
La m e s u r e de l ' i n t ens i t é du f a i sceau de photons g a m m a es t faîte à l ' a ide
d 'un c r i s t a l de Nal m i s à la p l a c e exac te du d é t e c t e u r à t e s t e r .
Dans ce f a i sceau de 16 MeV nous avons é ta lonné l e s deux types
d ' e x p é r i e n c e s que nous avons u t i l i s é s . Nous avons vu (Chap i t r e I l -b) que
ce s deux types diffèrent e s s e n t i e l l e m e n t p a r le p r e m i e r c o m p t e u r de la
co inc idence , dont la modif ica t ion deva i t a u g m e n t e r la s ens ib i l i t é du t é l e s
cope aux g a m m a de b a s s e s é n e r g i e s . Ce t t e augmen ta t ion e s t t r è s s ens ib l e _4
à 16 MeV : la s ens ib i l i t é de l ' a n c i e n d é t e c t e u r es t de 3 , 10 a l o r s que -4
ce l l e du nouveau e s t de 8. 10
IJI-b - E ta lonnage dans un fa i sceau de photons fi J J? J>P_Mg_y_à_
2_0_0__M£ V
Seul le p r e m i e r d é t e c t e u r a é té é ta lonné dans ce
f a i sceau . L e s m e s u r e s ont é té fa i tes aux é n e r g i e s su ivan tes : 50 MeV,
80 MeV, 100 MeV, 130 MeV, 200 MeV. P a r sui te du peu de p lace d i s p o -
Efficacité
10
HT" Evénements D ( y donnant une paire et, e- ouverte)
a .- Détecteur utilise' en 1969, 1970 b : Détecteur utilisé en 1971
Energie ( MeV)
îôz 10*
Figure H-7 Efficacité' de détection du télescope en fonction de l'e'nergie des gamma
- 48 -
niblc a u p r è s du fa i sceau , l ' e x p é r i e n c e n ' a pu ê t r e t e s t é e qu ' avec des
photons a r r i v a n t dans l ' axe du t e l e s cope . L e s r é s u l t a t s de d i f fé ren ts
é ta lonnages r é a l i s é s avec des photons g a m m a sont r e p o r t é s s u r l a
F i g u r e 11 . L ' e f f i cac i t é c o r r e s p o n d un iquement aux événemen t s du
type " D " .
La courbe - a - t r adu i t l ' e f f icaci té du p r e m i e r d é t e c t e u r . La
courbe - b - t radui t ce l le du deux ième d é t e c t e u r dont la s ens ib i l i t é à
ba.ssc éne rg i e a été augmen tée pa r la modif ica t ion du p r e m i e r c o m p t e u r
de la eu îne idence .
P o u r la sui te de not re é 'ude et no t ammen t pour le ca lcul du
i'Lu.x de pilotons é m i s pa r les s o u r c e s et o b s e r v é s à la t e r r e , nous u t i l i
s e r o n s ces deux c o u r b e s qui donnent l ' e f f icaci té de nos d é t e c t e u r s en
fonction de l ' é n e r g i e pour un flux de g a m m a a r r i v a n t dans l ' a x e . Ce t te
efficacité s e r a notée Ê(E) .
IV - Con t rô le de l ' o r i en t a t i on de l ' e x p é r i e n c e
Afin de r e t r o u v e r la d i r ec t i on d ' a r r i v é e de chaque photon dans
Le ciei, il e s t n é c e s s a i r e de conna î t r e la pos i t ion de l ' e x p é r i e n c e et son
or ien ta t ion pa r r a p p o r t au s y s t è m e de coordonnées c é l e s t e s cho i s i . Not re
objectif e s t d ' é t u d i e r la Nébuleuse du C r a b e avec un t é l e s c o p e dont le
champ de vision e s t l i m i t é .
Nous avons no té , l o r s de l ' é tude d e s c o m p t e u r s , que l ' e f f icac i té
d iminua i t r a p i d e m e n t en fonction de l ' ang le d ' i nc idence du f a i s ceau d ' é l e c
t r o n s (f igure 11, ) . P o u r un angle d ' i nc idence v a r i a n t de 0° à 1 5 e p a r
r a p p o r t à l ' a x e du t é l e s c o p e , l ' e f f icac i té p a s s e de 90 % à 60 %, Donc s i
nous voulons r e g a r d e r l a Nébuleuse du C r a b e avec bonne eff icaci té
pendant p l u s i e u r s h e u r e s il convient de m a i n t e n i r l ' axe du t é l e s c o p e
pointé s u r la Nébu leuse du C r a b e .
Le pointage que nous avons r é a l i s é e s t un pointage approx ima t i f
qui p e r m e t de c o n s e r v e r la d i r e c t i o n de la Nébuleuse du Crabe à T_ 10 " de
l ' axe du t é l e scope pendant 5 h e u r e s . L ' a x e du t é l e scope es t inc l iné en
- 49 -
permanence de 26° par rapport au zénith et l 'ensemble de l'expérience
est stabilisé en azimut, Cette stabilisation est pilotée par un magnéto-
mètre qui donne l'orientation de référence. En imprimant au magnéto-
mètre, et par contrecoup au télescope tout entier, une rotation de 30°
par heure autour de l'axe passant par le zénith du lieu, l'axe riu détec
teur est maintenu à moins de 10° de la direction de la Nébuleuse du
Crabe pendant 5 heures, La direction azimutale de l'axe du détecteur
est déduite des informations données par un compas magnétique solidaire
de l'expérience « Le cadran de ce compas magnétique est photographié à
chaque événement. La précision du compas utilisé était de + 2" lors des
premières expériences ot de +^ 0 °5 lors des dernières. Avant chaque
expérience le compas intégré à l'expérience est étalonné au sol, La
variation du champ magnétique ter res t re entre la surface du sol et ui ^
altitude de 40 km (à laquelle se font nos expériences) est suffisamment
faible pour que l'étalonnage effectué au sol soit applicable à l'expérience
en cours de vol.
Au cours d'un vol en ballon l'expérience se déplace, l 'ensemble
étant entraîné par les vents existaiit dans la stratosphère. Or il est néces
saire de connaître non seulement l'orientation de l'axe du détecteur, mais
la position instantanée du détecteur. Pour chacun des vols effectués cette
position nous a été donnée à partir d'observations radar.
Une vérification de l'orientation et de la position du détecteur,
données par le compas magnétique et par les radars , a été faite en pho
tographiant le sol au cours d'un vol. La direction du télescope déduite de
ces photographies était en excellent accord avec celle qui était calculée
à partir des données du compas magnétique et des radars .
Sur la figure II _ nous représentons la trajectoire de l'axe du o télescope au cours d'un vol. Cette trajectoire est déduite des données sur
l'orientation et la position du détecteur. Les calculs ont été faits de 30
minutes en 30 minutes. Les rectangles affectés à chacun des points de
mesures traduisent l ' e r reur sur la reconstitution de la trajectoire. Cette
erreur intègre l'ensemble des er reurs qui se produisent au cours des
Déclinaison (degrés)
32" .
30°
28°
26°
24"
22°
20°
Position de l'axe du télescope
Position ds la Nébuleuse du Crabe
1 h 30
Ascension droite (degrés)
90° 85° 80"
Figure 11-8 Variation de la posih'on de l'axe du télescope au cours d'un vol
- 51 -
différentes étapes de reconstruction de la trajectoire, ainsi :
- le compas magnétique est étalonné à +_ 0°5, sa lecture
sur le film est faite avec une er reur de + 1 "
- la position du détecteur est connue à +_ 0°2 en latitude
et en longitude.
JLR combinaison de ces différentes e r reurs conduit à une
imprécision globale sur la trajectoire de l'axe de +_ 1 ° en moyenne.
V - Marquage en temps des événements
Un de nos objectifs est l'étude du Pulsar NP0532 . Pour recher
cher l'existence d'une corrélation temporelle périodique entre les événements
que nous enregistrons , il est nécessaire que le temps d'arrivée de chaque
événement soit connu : il faut donc "marquer en temps" nos événements.
Nous avons vu que le phénomène périodique recherché à une période de
30 ms et que les puises ont une largeur de 2 à 5 millisecondes (chapitre
1-3) ; il est donc nécessaire que la précision du marquage en temps
soit au moins de +_ 2 ms,
V-a - V°j£_®iC5^.t^i.s_j9ii_-L?i69_
Pour ces vols, le marquage en temps de chaque
événement était effectué au niveau de la station de réception de la télé
mesure. Le principe en est le suivant. A chaque coincidence un signal
électronique est transmis par télémétrie à la station de réception. Ce
signal électronique indique l'instant de passage d'un événement au niveau
du détecteur. A la station de réception de la télémesure, un horodateur
piloté par un oscillateur à quartz est régulièrement étalonné à l'aide
des signaux horaires émis par la station de RUGBY-M. S. F . Ce calage
est réalisé avec une précision de +_ 1 ms sur le temps univervel (T. U, ).
- 52 -
En enregistrant sur une même bande magnétique les signaux
de l'horodateur et ceux transmis par la télémesure lors de chaque dé
clenchement, il est possible de connaître l 'heure de passage de chaque
particule dans la chambre, La précision globale du marquage est de
^ Z ms dans les meilleurs cas,
V-b - Vol_£_effe£t_ués__pn_l_92Q_^_L9JI
Pour éviter les er reurs dues aux transmissions par
la télémesure et à l 'enregistrement sur bande magnétique, nous avons
placé à bord des expériences une horloge à quartz dont les indications
étaient directement enregistrées sur le film.
Pour les deux vols effectués en 1970 l'horloge embarquée avait
une précision de I ms. Elle était calée sur l'heure T. U. à l'aide des
signaux horaires transmis par les stations de M. S. F . (RUGBY) et IBF
(TURIN).
Pour les deux vols effectués en 1971 nous avons augmenté la
précision du marquage en temps en utilisant une horloge précise à
+_ 0. 1 ms . D'autre part l'étalonnage au sol a été effectué à l'aide d'une
horloge atomique. Compte tenu de la dérive de l'horloge embarquée et
des er reurs possibles lors des réglages, la précision globale était de
0. 5 ms pour cette dernière série de vol.
Nous venons d'étudier chacun des éléments du détecteur. Une
synthèse du fonctionnement de l'ensemble des éléments est présentée
sous la forme d'un schéma électronique (schéma II . ) .
rï -JtfiicrimtnatBurj +»
sortie du toux de comptoga de A C
h. temps mort
rapide
durées 2y&-
sortie du taux de
f - ^ J - r r v iiscnrr.inatejr
/ - ^ J - r r v iiscnrr.inatejr
/
forme I comptage de S
r j tcrd discrimifio'eur r j tcrd discrimifio'eur
/ rç sortie du toux de mptofle de C
AC • anticoincidence S r i î in: i ! ; c te jr
£ • cerenkov
C ; coïncidence
zru
pression atmosphérique et température "1
I nriognétomâtre I I
lamps mort lent
nise en forme
horloge o qiofti
numerofeur
î.-ioi to bl«
J I
• éclairage du tableau de bord ri
Schéma H1 Schema électronique de l'ensemble du détecteur
RECONSTRUCTION DE LA DIRECTION D'ARRIVEE DES TRACES
OBSERVEES
La particularité du détecteur que nous utilisons par rapport à
un détecteur qui ne met en jeu que des compteurs, est de pouvoir recon
naître un photon gamma par visualisation de la paire e - e , et ensuite
d'utiliser cette paire e - e pour retrouver la direction d'arrivée de ce
photon. La liaison entre la direction des éléments de la paire et celle
du photon est complexe. Nous étudierons d'abord cette liaison avant
d'aborder la méthode de reconstruction que nous utilisons.
+ I - Relations entre la paire e - e et la direction du photon
I-a - Ma^é_ria2is^Uoj^d_u_£h^on^_^[_
La matérialisation du photon se produit lors de son
passage dans ie champ électrique d'un noyau. Dès leur création, l 'élec
tron et le positron partent suivant une direction qui diffère de celle du
gamma, L'angle moyen entre le photon et chaque membre de la paire est:
O-— —— ou T est l'énergie de l 'électron et rnQ la masse de l 'élec
tron ; cette expression est valable pour T 5$> m Q C nous obtenon s :
e Q £ i l 0 4 à 20 MeV
e 0 ^ 0 " 3 à 100 MeV
Il s'ensuit que lors de sa création, dès l'origine et en l'absence de
diffusion, la paire e e présente un angle d'ouverture. La valeur la plus
probable pour cet angle d'ouverture est 6 a _I—S dans le cas de Z'équi-
partition de l 'énergie entre e et e (BORSELLINO 1953). L'ouverture
moyenne est de Z" à 50 MeV , 1,2° à 100 MeV, 0,5° à 500 MeV. C'est dire
que dès la matérialisation, la direction du photon déduite de celle de la
paire différera de la direction réelle du photon incident. Cette erreur est
de 0 ,5" environ à IÛ0 MeV, En fait la direction du photon e s t déduite de
la t r a c e de chaque m e m b r e de la p a i r e vue dans la c h a m b r e : l ' é l e c t r o n
et le p o s i t r o n doivent t r a v e r s e r p l u s i e u r s p laques pour g é n é r e r ces t r a c e s .
L e u r p a r c o u r s va ê t r e p e r t u r b é pa r l e s diffusions sub ies dans ces p l a q u e s .
I- b - Di!ly±î?îfï!?_4£_L'il!££tï5.^J^LJ?H._R9.§Aî.?l££?
La diffusion des é l e c t r o n s e s t due à l ' i n t e r a c t i o n de l eu r
c h a r g e avec le champ Coulombien des noyaux qui cons t i tuent la m a t i è r e
d r s p l a t eaux de la c h a m b r e . Chaque p la teau e s t f o r m é de 0, 6 m m d ' a c i e r ,
au c o u r s de s a t r a v e r s é e l ' é l e c t r o n (ou le p o s i t r o n ) subi t de m u l t i p l e s
chocs diffusants : ce phénomène dit de " diffusion mul t ip l e " ne peut ê t r e
t r a i t é que s t a t i s t i q u e m e n t . P o u r f ixer l e s idées nous c i t e r o n s l e s ca l cu l s
fai ts p a r MA YEN (1972) à p a r t i r des t h é o r i e s de WILLIAMS (1939) e t
MOLIERE ( 1955) su r la diffusion mul t ip l e . C e s ca l cu l s ont é t é ef fec tués
pour no t r e c h a m b r e à é t i n c e l l e s e t sont p r é s e n t é s s u r le t ab leau II c i -
d e s s o u s .
E n e r g i e de E n e r g i e de l ' e a p r è s angle de diffusion l ' é l e c t r o n incident t r a v e r s é e d '1 plaque moyen a p r è s t r a
v e r s é e d '1 p laque
34 MeV 32 MeV 7"8
53 . 51 - 5°1
72 69 - 3°8
136 - 131 - 2°
183 - 176 - 1°5
TABLEAU II
- bb -
A l a vue de ce tab leau deux r e m a r q u e s s ' i m p o s e n t :
a) l ' é l e c t r o n et le pos i t r on , qui n o r m a l e m e n t doivent nous s e r v i r
à r e t r o u v e r la d i r ec t ion du g a m m a incident , sont p e r t u r b é s
dans l e u r t r a j e c t o i r e p a r l e s diffusions mu l t i p l e s : ce t te
p e r t u r b a t i o n e s t d ' au tan t p lus i m p o r t a n t e que l ' é n e r g i e de
l ' é l e c t r o n e s t fa ib le . H s ' e n s u i t que la d i r e c t i o n o r ig ine l l e
e s t d ' au tan t p lus p e r t u r b é e , en m o y e n n e , que le n o m b r e de
p laques t r a v e r s é e s e s t g rand ( les p e r t e s d ' é n e r g i e s s u c c e s
s ives é tant cumula t i ve s ) .
b) nous pouvons c h e r c h e r à u t i l i s e r ce t te diffusion pour e s t i m e r
l ' é n e r g i e de l ' é l e c t r o n (ou du p o s i t r o n ) .
Compte tenu de ces r e m a r q u e s n o t r e méthode de r e c o n s t r u c t i o n
su iv r a le s c h é m a suivant :
la d i r e c t i o n de chaque t r a c e s e r a e s t i m é e en n ' u t i l i s an t que l e s 4 p r e
m i è r e s é t i nce l l e s de ce t te t r a c e , puisque l e s diffusions sub ies à chaque
t r a v e r s é e de p laques font p r o g r e s s i v e m e n t p e r d r e l ' i n fo rma t ion s u r la
d i r e c t i o n o r ig ine l l e
la diffusion de l ' é l e c t r o n , e t donc son é n e r g i e , s e r o n t a p p r o x i m é e s en
é tudiant l e s é c a r t s de chacune d e s é t i nce l l e s composan t la t r a c e p a r
r a p p o r t à la d r o i t e dédui te des 4 p r e m i è r e s é t i n c e l l e s . Nous v e r r o n s
u l t é r i e u r e m e n t quel u s a g e s e r a fait de ce t t e é n e r g i e .
E tan t donné qu ' à p a r t i r de 150 à 200 MeV la diffusion de
l ' é l e c t r o n dans chaque p laques es t t r è s faible ( fV"I°5) l a m e s u r e d ' é n e r g i e
dédui te p a r diffusion ne s e r a appl icable qu ' à des é l e c t r o n s d ' é n e r g i e
C 100 MeV.
l
P r i n c i p e de r e c o n s t r u c t i o n d 'une t r a c e
Notre s y s t è m e de p r i s e de vue s t é r é o s c o p i q u e p e r m e t d ' o b t e n i r
deux i m a g e s d 'une m ê m e t r a c e ; la comb ina i son de c e s deux i m a g e s p e r m e t
de r e t r o u v e r , dans un s y s t è m e d ' a x e s l ié à la c h a m b r e à é t i n c e l l e s , la
posi t ion de chacune des é t i nce l l e s qui fo rmen t la t r a c e . L a f igure I I Q qui
c o r r e s p o n d à une coupe suivant un plan p a r a l l è l e aux p la t eaux s c h é m a t i s e
les é l é m e n t s et l es o p é r a t i o n s n é c e s s a i r e s à la r e c o n s t r u c t i o n de la pos i t ion
d 'une é t i nce l l e .
Dans un p r e m i e r t e m p s nous d é t e r m i n o n s la pos i t ion des
o b s e r v a t e u r s v i r t u e l s , O _. et O ' , en u t i l i s an t le r é s e a u de fi ls F , , F _ . . . . L> G 1 2
F . et la m i r e . Le r é s e a u de fils s i tué à la p é r i p h é r i e des p l a t i a u x , e s t
p e r p e n d i c u l a i r e îu plan des p la t eaux , et , en conséquence , e s t v i s ib le dans
chacun d e s " g a p " ; la m i r e cons i s t e en un q u a d r i l l a g e g r a v é s u r le hublot .
L e s pos i t ions des fils et du quadr i l l age de la m i r e p a r r a p p o r t £.u s y s t è m e
d ' axe ZOY p^ i s c o m m e r é f é r e n c e , sont d é t e r m i n é e s avec p r é c i s i o n ( +_ 0, 2mm)
p a r des v i s é e s op t iques . Quand l ' e r j e m b l e optique e s t r é g l é nous é c l a i r o n s
et photographions s i m u l t a n é m e n t le r é s e a u de l i l s et la m i r e . La p h o t o g r a
phie a s s o c i e le fil F . avec la posi t ion F ' s u r la m i r e , F avec F ' e t c . .
^ i n t e r s e c t i o n des d r o i t e s F ^ F ' r j i ' F F ' _. . . . donne la posi t ion de l ' o b s e r
v a t e u r v i r tue l O ' Q , La posi t ion de O' e s t d é t e r m i n é e de la m ê m e m a n i è r e . O
P o u r r e t r o u v e r ma in t enan t la pos i t ion d 'une é t ince l l e nous a l lons
nous s e r v i r des pos i t ions de ces o b s e r v a t e u r s v i r t u e l s . Soit une é t ince l l e ,
m , p r é s e n t e dans le gap r e p r é s e n t é f igure II Q . P o u r ce t t e é t i n c e l l e , l a
oho tograph ie a s s o c i e la pos i t ion m ' n avec O' et m 1 a' ce O' La pos i t ion i-f D G G
de m es t d é t e r m i n é e p a r l ' i n t e r s e c t i o n d e s deux d r o i t e s jo ignant O'rj et
O'Q r e s p e c t i v e - i e n t et m ' et m 1 . Le point m e s t r a p p o r t é au s y s t è m e
d ' a x e s l ié à la c h a m b r e . Le s y s t è m e adopté e s t r e p r é s e n t é s u r la f igure II .
L ' axe Ox e s t p e r p e n d i c u l a i r e au p lan défini p a r l e s p l a t e a u x ; 0 ~ e s t p e r
pend icu l a i r e au hublot de la c h a m b r e ; le plan défini p a r ZOY es t p a r a l l è l e
aux p la teaux. Chaque é t ince l l e , m , e s t r e p é r é e pa r s e s p ro j ec t ions m
et m s u r l e s axes de ce plan (voir f igure II g). Quand toutes l e s é t i nce l l e s
— y
Observateurs virtuels
Figure 1-9 Présentation des éléments utilisés pour déterminer la position des étincelles dans la chambre
Axoy
Figure H-10 Présentation du système de projection utilisé
- 59 -
de la trace A sont reconstruites (figure H--) nous avons les projections
A et A de cette trace sur deux plans orthogonaux. Les droites xoz xoy
A et A sont déterminées par la méthode des moindres car rés . Nous xoz xoy
appelerons a et y les angles que font respectivement, les projections A et A avec l'axe Ox- Connaissant la direction de la trace A dans
xoz xoy
le système de coordonnées lié à la chambre, le passage à un système
de coordonnées céleste se fait très facilement en tenant compte des données
relatives à la position et à l'orientation du détecteur par rapport à ce sys
tème d'axes. Ill - Reconstruction de la direction des photons y
III-a - M IkPil£_.™i*IiË.Ë£_
La recherche de la direction d'arrivée du photon quia donné
lieu à la matérialisation d'une paire e - e , est plus complexe, car il
faut combiner les directions des membres de la paire. On peut prendre
comme direction du photon, la bissectrice de la paire e' - e , mais
ceci n'est strictement justifié que dans le cas où le positron et l 'électron
créés ont la même énergie, puisque la diffusion qui modifie la direction
originelle de l 'électron (ou du positron) est fonction de l 'énergie. Nous
avons donc utilisé une méthode de recherche de direction des photons qui
tient compte de la répartition de l 'énergie entre l 'électron et le positron.
Cette méthode a été développée pour notre détecteur à partir
des tests réalise » avec le faisceau d'électrons de ] 'accélérateur linéaire
d'Orsay. L'élaboration de cette méthode a donné lieu à une thèse du
CNAM (MAYEN, 1972).
Les tests utilisés ont été réalisés pour les énergies d'électrons
suivantes : 20, 30, 40, 60, 80, 100, 150 et 200 MeV. Pour chacune des
traces enregistrées nous avons tracé sur les plans de projection XOY et
YOZ, la droite des moindres carrés en utilisant toutes les étincelles de
- 60 -
d e ce t t e t r a c e , pu i s nous avons ca lcu lé l a s o m m e d e s é c a r t s q u a d r a t i q u e s
d e s é t i n c e l l e s p a r r a p p o r t à ce t t e d r o i t e . P o u r chaque é n e r g i e a n a l y s é e
nous avons é tab l i l a d i s t r i bu t i on d e s s o m m e s d e s é c a r t s q u a d r a t i q u e s . L a
v a l e u r moyenne de chaque d i s t r i bu t i on dépend de l ' é n e r g i e c o n s i d é r é e .
Soit CE cet te v a l e u r moyenne p a r gap. A t i t r e d ' e x e m p l e nous donnons
quelques v a l e u r s de CE en fonction de l ' é n e r g i e des é l e c t r o n s :
CE éga l 1,2 m m p a r gap pour d e s é l e c t r o n s de 17 MeV
0, 9 - - - - 25 MeV
0,55 - - - - 53 MeV
0 ,45 - - - - 90 MeV
Ces v a l e u r s de C E ont é té c a l c u l é e s en u t i l i san t l e s s ix
p r e m i è r e s é t i nce l l e s des é v é n e m e n t s . De t e l s ca lcu l s ont été faits pour
l e s événemen t s c o m p r e n a n t 4 à 12 é t i nce l l e s (MAYEN, 1972). Si m a i n t e
nant pour un é l e c t r o n quelconque nous c o m p a r o n s la s o m m e d e s é c a r t s
quad ra t i ques des é t i n c e l l e s qui le composen t avec les v a l e u r s m o y e n n e s
C E , obtenues pour l e s é n e r g i e s a n a l y s é e s , nous pouvons avo i r une
e s t i m a t i o n de l ' é n e r g i e de l ' é l e c t r o n . Nous avons évalué de ce t te m a n i è r e
l ' é n e r g i e £ et E de l ' é l e c t r o n et du p o s i t r o n . Si c* , A et et , B
sont l e s p ro j ec t ions de l a t r a c e de l ' é l e c t r o n et du p o s i t r o n s u r l e s p lans
xoy et xoz déf inis f igure H , n , nous adoptons pou r le photon "y l e s p r o
j e c t i o n s su ivan te s :
d k E + O t E 8 E + 6 E et __L_J S_J. ft Z J _ J Ll_A
E l + EZ E l + E 2
On voit que si E = E on obt ient :
% Z F% 2
nous r e t rouvons la b i s s e c t r i c e de l ' ang le f o r m é p a r la p a i r e e - e
Dans les a u t r e s ca s la d i r e c t i o n du photon se r a p p r o c h e de ce l le du
m e m b r e de la p a i r e qui e m p o r t e le p lus d ' é n e r g i e .
- 61 -
L e s angles oi et f i , p e r m e t t e n t de r e c o n s t r u i r e la d i r e c t i o n
du photon dans l ' e s p a c e de la c h a m b r e . Le p a s s a g e en coordonnées c é l e s t e s
se fait c o m m e pour une t r a c e unique.
I l l -b - P r é c i s i o n de la mé thode de r e c o n s t r u c t i o n
L e s m e s u r e s de p r é c i s i o n de r e c o n s t r u c t i o n de la d i r e c t i o n
d ' a r r i v é e des t r a c e s ont été effectuées s u r l e s p lans de p ro jec t ion xoz
et xoy et po r t en t donc s u r l e s angles o( P>
I I I -b-1 - Appl ica t ion aux é l e c t r o n s
P o u r é tud ie r la v a r i a t i o n de la p r é c i s i o n de r e c o n s t r u c
tion en fonction de l ' é n e r g i e nous avons appl iqué no t r e m é t h o d e
de r e c o n s t r u c t i o n à des é l e c t r o n s dont l ' é n e r g i e à l ' e n t r é e de
no t r e d é t e c t e u r é ta i t connue . Le f a i sceau d ' é l e c t r o n s é ta i t
d i r i gé suivant l ' axe de n o t r e d é t e c t e u r ; sa d i r ec t i on d ' a r r i v é e
c o r r e s p o n d a i t donc aux v a l e u r s d ' ang le s su ivan tes :
ol = p = 0-
L e s r é s u l t a t s de ce t te é tude sont r é s u m é s s u r la f igure II ,
Le s cou rbes c o r r e s p o n d e n t aux v a r i a t i o n s d e s dévia t ions
s t anda rd G i et Gfl des d i s t r i bu t i ons des ang les ^ et S ob tenues
a p r ù s r e c o n s t r u c t i o n des d i r e c t i o n s d ' a r r i v é e des é l e c t r o n s .
Les résultnf p r é s e n t é s s u r la f igure II . . , p e r m e t t e n t l e s
r e m a r q u e s su ivan te s :
la p r é c i s i u n de r e c o n s t r u c t i o n e s t m e i l l e u r e dans l e p lan xoy
que dans le plan xoz ; cec i e s t une conséquence du
faible angle d ' o u v e r t u r e de no t r e s y s t è m e de p r i s e de vue
s t é r é o s c o p i q u e ( ^ 2 0 ° e n t r e l e s deux o b s e r v a t e u r s v i r t u e l s ) .
La loca l i s a t i on d 'un point e s t p lus p r é c i s e s u r un p lan p e r -
- 62 -
pendiculaire à l'axe optique ( plan xoy ) que le long de
cet axe optique.
- les valeurs asymptotiques de 6^ et UA sont obtenues pour
des électrons d'énergie supérieure ou égale à 150 VeV. Nous
avons vu que des électrons de cette énergie ne subissent que
de faibles diffusions dans la chambre à étincelles ; donc les
valeurs asymptotiques de G^ et ûg représentent exclusivement
l ' e r reur instrumentale de reconstruction due au système
optique et aux mesures. Aux faibles énergies c'est la diffusion
des électrons qui en s'ajoutant à l ' e r reur instrumentale,
augmente t rès sensiblement l 'imprécision sur la direction
reconstruite,
III-b-2 - Application aux photons
La direction d'un photon gamma est obtenue par la
combinaison des directions des deux membres de la paire.
Nous avons vu que
E ! + * 2 E 2 f- E 2 + E 2
Q ftl E l + ^ 2 E 2 SU E„ + E„
2 2
Dans le cas le plus fréquent la répartition de l'énergie entre
les deux membres est :
E l = -Et-
4 E 2 =
d. -4
+ 3 o ( 2
4
3 E y
Pi 3 P 2
+ 4 d . o î l df_ _ + _ _ _ ^ = _
Soient les dispersions des angles
d , fi . et c< , ô . Les dispersions (V* et ûô— des
projections de la direction reconstruite du gamma sont déduites
des combinaisons quadratiques des dispersions G"*, , 6 V et
G ô M 0 6 . ; nous obtenons :
•510
era
- 5" 01
v *
\ \
a
I Energie (MeV) 1 0 0 200
Figure I - 11 Evolution de la précision de reconstruction d'une trace d'e'lectron en fonction de l'e'nergie de cet électron
64 -
«*W*f
La dispersion sur la direction reconstruite du gamma , 0„, »
est elle-inême déduite de la combinaison quadratique de doiy
Les résultats que nous avons déduits de nos tests sont les
suivants ;
"Tf = 12 a pour des gamma de 20 MeV
6y = 7-5 " 60 MeV
6y = 4°2 " d'énergie supérieure à 100 MeV
En conclusion de cette étude sur la reconstruction de la direction
d'arrivée dis photons nous pouvons dire qu'un faisceau parallèle de photons V
arrivant dans l'axe de notre détecteur, aura subi après détection et r e
construction une dispersion fonction de l 'énergie de ces photons ; l a d is
persion minimum qui est de 4°2 est obtenue pour les photons d'énergie
supérieure ou égale à 100 MeV.
C H A P I T R E III
PRESENTATION DES OBSERVATIONS
Nous avons vu dans le chapitre I, que les photons gamma atmos
phériques constituaient un important bruit de fond pour nos expériences,
ce bruit de fond étant une fonction linéaire de la pressior résiduelle à
laquelle se font les expériences ; or parmi les six vols analysés ici, les
4 premiers ont été réalisés à une pression résiduelle moyenne de 5 milli
bar et les deux derniers à une pression de 2 millibar.
Au cours de l'étude du détecteur (chapitre II) nous avons signalé
que deux types de compteurs ont été utilisés pour former la coïncidence.
Les 4 premiers vols utilisaient un détecteur moins sensible à basse éner
gie que celui utilisé au cours des deux derniers vols.
Pour ces raisons, nous seroni amenés lors de la recherche de
sources de rayonnement gamma, à grouper nos résultats en deux sér ies .
Dans le tableau III. nous avons regroupé les caractéristiques des six
vols analysés.
Les résultats que nous allons présentés sont centrés sur deux
objectifs
- la recherche de sources ponctuelles
- l'étude du Pulsar NP 0532
La poursuite de ces deux objectifs nécessite une bonne évaluation
du bruit de fond gamma atmosphérique attendu dans la zone observée et
enregistré par notre détecteur. Notre étude suivra donc le schéma suivant :
A - Evaluation du rayonnement gamma atmosphérique
B - Recherche de sources ponctuelles
C - Etude du Pulsar NP 0532
D - Résultats expérimentaux et processus d'émission
i
i
.\ i.::-,t- r u cu vol i *- : c u LC
d i ' . i : d e Ki:;L u-1~.v:.:
P.-eSsi-: : r ^ s i J u d k
mûyer.:.c
D u r a de
l 'oônerviUion
Nombre total de
déi-ier.c ic:rii;r.ls
Nombre de J i n i m i
du type " D "
I N"5 | A i r e bur l 'Adour
8 Sep tembre 1969 I 43"43 ' N 1 0 ' 13' W
5, 3 nib * 8777 s ID776 2174
7 Octobre 1969 4 , 7 m b « 2949 s 3581 5 37
X ' l 1
15 Sep t embre 1 970 • ' 4 .7 m b » 7050 s 9008 1476
N"13
24 Sep tembre I970 •• 5, 2 m b * 7932 s 11133 1909
: ; M 4
24 Sep tembre 1971 " 2 m b * 5422 s 8346 710
N '15
10 Octobre 1971 " 2 m b * 9069 s
i * 2113 s
8933
2127
820
126
• t emps pendant lequel le dé tec teur e s t pointe dans la d i rec t ion de la Nébuleuse du C r a b e
*>• t emps pendant lequel le dé t ec t eu r n ' é t a i t pas poir.té v e r s la Nébuleuse du Crabe
T A B L E A U III
- 67 -
A - EVALUATION DU RAYONNEMENT GAMMA ATMOSPHERIQUE
L e r ayonnemen t g a m m a a t m o s p h é r i q u e , appe lé a u s s i r a y o n n e
ment g a m m a s e c o n d a i r e , e s t i s s u des i n t e r a c t i o n s du r a y o n n e m e n t c o s
mique p r i m a i r e , cons t i tué en m a j e u r e p a r t i e de p r o t o n s , avec l e s noyaux
de l ' a t m o s p h è r e . Le r ayonnemen t cosmique p r i m a i r e r e ç u au vo i s inage
de la t e r r e e s t a n i s o t r o p e . Ce t t e a n i s o t r o p i e e s t due au champ magné t ique
t e r r e s t r e qui dév ie l e s p a r t i c u l e s c h a r g é e s . E l l e se man i f e s t e de l a
m a n i è r e su ivan te : l ' i n t ens i t é des p r o t o n s , et donc des g a m m a a t m o s p h é
r iques e s t fonction de la la t i tude géomagné t ique du l ieu d ' o b s e r v a t i o n .
C ' e s t le phénomène de "cut -off" dû au champ magné t ique t e r r e s t r e . Ce
"cut-off" v a r i e non s eu l emen t en fonction de la la t i tude du l ieu d ' o b s e r
vat ion, m a i s a u s s i en fonction de l ' a z i m u t loca l de l a d i r e c t i o n d 1 o b s e r
vat ion pour un l ieu donné. Ce t t e v a r i a t i o n a z i m u t a l e e n t r a î n e une a s s y -
m é t r i e EST-OUEST vis ib le s u r l ' i n t e n s i t é des p r o t o n s . Ce t te a s s y m é t r i e
doit se r é p e r c u t e r su r le r ayonnemen t g a m m a s e c o n d a i r e . Nous appe -
l e r o n s ce t t e an i so t rop i e " Effet E S T - O U E S T " .
Une a u t r e cause de l ' a n i s o t r o p i e du r a y o n n e m e n t g a m m a s e c o n d a i r e
pour un l ieu d ' o b s e r v a t i o n donné e s t la v a r i a t i o n de l ' é p a i s s e u r d ' a t m o s
phè re en fonction de l ' ang le © que fait la l igne de v i s é e avec la d i r e c t i o n
zéni tha le ( s c h é m a I I I . ) . Nous a p p e l e r o n s ce t t e a n i s o t r o p i e "effet Z é n i t h a l " .
L e s s ix vols que nous ana lysons i c i , ont é té effectués à une
la t i tude magné t ique , A , que l 'on peut c o n s i d é r e r c o m m e cons t an te :
> Ci 4 4 u
m
Nous a u r o n s donc à t e n i r compte de l 'effet E s t - O u e s t et de l 'effet zéni tha l
s e u l e m e n t .
- 68 -
direction zénitale
Ligne de viiée
atmosphère réudoelle
SCHEMA m ,
Le nombre N de gamma secondaires attendus dans une zone de b
ciel d'angle solide tu est égal à :
wb = /j^(E,e).Is e c[E,e3c»,AZ(t)].s. ^. dE.dt
où : - £ (E, O) est l'efficacité du détecteur en fonction de l'énergie E et
de l'angle & que fait la zone considérée par rapport à l'axe du
détecteur,
- I (E, ôs, AZ) représente le nombre de gamma atmosphériques S e C 2
par cm . s. stéradian en fonction de l'énergie E des gamma et des
coordonnées Oz et AZ de la zone observée
- t : est la durée de l'observation
- S : est la surface du détecteur
- cx> ; est l'angle solide sous lequel le détecteur intercepte la zone
observée.
- 69 -
Figure III. nous avons explicité les différents angles qui
seront utilisés lors de l'étude des anisotropies .
Le Plan {] correspond au plan local, perpendiculaire à la
direction zénithale.
AZ est l'azimut géomagnétique de l'axe du détecteur dans la plan T\ ;
les directions Nord et Sud ( N-^ , S ^ ) sont déterminées par
la projection sur le plan du méridien du lieu
ô est l'angle que fait la direction d'arrivée du gamma avec l'axe
du détecteur
ôz est l'angle entre la direction d'arrivée du gamma et la direction
du zénith au lieu d'observation
A— est la projection sur le plan Tf de la direction de l'axe du télescope
Ç est l'azimut de la direction du gamma autour de l'axe du détecteur.
L'origine de l'angle S est déterminée par l'axe reliant la direction
zénithale à. l'axe du télescope.
Si nous regroupons sous la forme d'un facteur d'anisotropie,
K ( ©z, AZ), la modulation du rayonnement gamma secondaire due aux
deux principales anisotropies, alors nous pouvons écrire :
1 {E, ©z, AZ) = I' (E) „ K (©z, AZ).
sec sec * ' x '
L'étude de l'efficacité du détecteur en fonction de l'énergie a
montré que cette efficacité était la même pour des gamma arrivant dans
l'axe du détecteur et de direction voisine de l'axe (© ^ 15°). Nous en
avons déduit que le bruit gamma atmosphérique peut Être calculé de
la manière suivante :
Nb = s . <vJ e(eflj). k{ez(t), AZ (t)]dt ( e»(E)r (E)dE
Méridien du lieu d'observation
Nord magnétique
i Direction du Zénith
Direction d'arrivée du photon IT
Axe du télescope
Figure ffl 1 Mise en évidence des coordonnées utilisées
- 71 -
P o u r d é t e r m i n e r le b ru i t de fond dû aux photons g a m m a
d 'o r ig ine a t m o s p h é r i q u e nous su iv rons le s c h é m a suivant :
I - Etude de l 'effet E s t - O u e s t
II - Etude de l 'effet zéni thal
IH - Evalua t ion de l 'e f f icaci té C (©") du d é t e c t t u r
IV - Evalua t ion du coefficient d ' a n i s o t r o p i e K (©"z, AZ )
V - Ca l iu l du b ru i t de fond
I - ETUDE DE L ' E F F E T EST-OUEST
Afin de pouvoir o b s e r v e r la Nébuleuse du C r a b e du ran t p l u s i e u r s
h e u r e s , le d é t e c t e u r e s t s o u m i s à une ro ta t ion r é g u l i è r e de 30° p a r h e u r e
au tour de la d i r e c t i o n du zéni th du l ieu d ' o b s e r v a t i o n . Il s ' e n s u i t qu ' au
début de l ' e x p é r i e n c e le d é t e c t e u r e s t o r i en t é v e r s l ' E s t , puis p r o g r e s
s ivemen t v e r s le Sud et v e r s l 'Oues t .
La va r i a t ion de la r ig id i t é du champ magné t ique t e r r e s t r e en
fonction de l ' a z imu t de la d i r e c t i o n d ' o b s e r v a t i o n e s t d 'au tan t p lus i m p o r t a n t e
que ce t te d i r ec t i on s ' é c a r t e de la v e r t i c a l e du l ieu . Un ca lcul t r è s approfondi
de ce t te va r i a t ion de la rigidî* . a é té effectué pour la zone de l a n c e m e n t
d ' A i r o - su r -1 'Aduur (BLAND.1968) et s ' app l ique donc d i r e c t e m e n t aux vols
que nous a n a l y s o n s .
Le s p e c t r e d ' é n e r g i e d e s p ro tons p r i m a i r e s e s t bien connu ; nous
u t i l i s e r o n s pour nos ca lcu l s d'effet E s t - O u e s t , le s p e c t r e ci té pa r PEROLA
et a l . (PEROLA J 966). C o n n a i s s a n t la r ig id i t é magné t ique dans une d i r e c t i o n
donnée nous a l lons c a l c u l e r à parLir du s p e c t r e d ' é n e r g i e le n o m b r e de
p ro tons a t tendus dans ce t te d i r e c t i o n . Nous avons é tab l i l ' évolut ion du taux
de prOLons en fonction de l ' a z i m u t , AZ (va r i an t de l ' E s t K l 'Oues t ) pour
t r o i s d i r e c t i o n s d ' o b s e r v a t i o n :
- Ï2 -
©z ©z 26° ez 45°
Ce taux a été normalisé à 1 pour l'azimut sud (AZ = 0 "). Les trois
courbes obtenues sont représentées sur les figures III , III , III . 2 3 4
Nous avons aussi recherché l'évolution du taux de photons -jr
enregistrés par le détecteur, en fonction de l'azimut AZ pour c<~ _ trois
directions : ©z = 10° , 26" , 45° .
la direction ©z = 10°, est obtenue en sélectionnant les photons
gamma arrivant dans la portion du détecteur définie par
1 6 0 3 < *Ç <T200D et dz < 26° - Schéma III
•a direction Oz - 26° est obtenue en prenant tous les gamma
arrivant dans le cône d'ouverture (0""= i> < 3 6 0 ° ) . L'axe
du détecteur étant incliné en permanence de 26° par rapport
au zénith, nous pouvons dire que la direction moyenne des
gamma enregistrés correspond à Oz = 26° ,
la direction ôz = 45° est obtenue en prenant les gamma
arrivant dans la portion de détecteur définie par :
- 20" < î < + 20° et &z > 26° . (Schéma III )
Zénith Axe dutélcicope
SCHEMA J H .
- 73 -
Nous avons t r a c é su r les f igures 111 , 111 , I I I . l e s r é s u l t a t s
obtenus pour chacune de ce s t r o i s d i r e c t i o n s , en addi t ionnant l e s données
des vols 5, 11, 13,
Les r é s u l t a t s e x p é r i m e n t a u x sont en exce l len t a c c o r d avec la modu
lat ion a t tendue s u r les p r o t o n s . La plus for te modula t ion pour les pro tons
coiî ime pour les g a m m a e s t o b s e r v é e pour l a d i r e c t i o n la p lus é lo ignée du
zéni th ( ë z = 45 e ).
Etant donné que le d é t e c t e u r e s t c o n s t a m m e n t incl iné de 2 6 * pa r
r a p p o r t au zéni th , nous pouvons a f f i r m e r en voyant la f igure ILU, que
les photons g a m m a s u b i s s e n t en moyenne u r r -modulation de +_ 15 % pa r
r a p p o r t à la d i r ec t i on Sud, c ' e s t à d i r e 30 , re l ' E s t et l ' O u e s t . Ce t te
modulat ion es t tr-js impor t an t e et nous d e v ,-n t e n i r compte pour le
calcul du bru i t de fond g a m m a .
:i - ETUDE DE L ' E F F E T ZENITHAL
L ' i n t e n s i t é des g a m m a s e c o n d a i r e s o b s e r v é e à une a l t i tude donnée
es t l'onction de l ' angle Oz que fait la l igne de v i s é e avec le zéni th du
lieu ; cet te va r i a t ion es t l i ée à la v a r i a t i o n de l ' é p a i s s e u r de l ' a t m o s p h è r e
ré^iduel l i - 11- long de la ligne de v i sée ( s chéma III. J.
Nous avons mi s en évidence ce t te va r i a t i on pour t r o i s zones d i f fé ren tes
du c ie l , a u s s i p roches de l 'E s t , du Sud et de l 'Oues t que le p e r m e t t a i e n t
les données . Ces t r o i s zones c o r r e s p o n d e n t aux a z i m u t s su ivan ts :
*i90 J -< AZ < 3 3 Q " , - 3 0 J < A Z < 3 0 a , 3 0 " < A Z < 90 °
et s e r o n t appe lées zones Es t ,Sud .Ouest r e s p e c t i v e m e n t . P o u r r e c h e r c h e r
l'cl'lVl zéni thal nous n ' avons r e t enu que la por t ion du d é t e c t e u r définie pa r
l o 0 - < ^ <T200 D et -20 ° < "Ç < 2 0 ° (voir s c h é m a III )
CL'S deux s e c t e u r s , q u i sont c e n t r é s su r le plan défini p a r le zéni th
i'i i';ixe du d é t e c t e u r sont pa r a i l l e u r s su f f i samment é t r o i t s pour c o n s i d é r e r
que
N r___ ,
• <>z - w 0
i '
',2 h r 1, 1 r ^ — . T — - ,
' il , ',1
U rt
1 '1 i': ' i' i U rt j. - t *• t *?
" * / ,1 •! i L -
- Jl 1
î i !• i
0,9 L " * / ,1
•! i L -- Jl 1 -' L..I...J
0,8 -Est i - i
Sud 1 1 1
Ouest , , i i .
270° 290° 310° 330° 350° 0° 10° 30° 50° 70° 90° AZ
Figure HT 2 Taux de comptage en fonction de l'azimut magnétique AZ, pour une direction d'observation inclinée de 10'
sur le zén i th
Figure BI 3 Taux de compfene en fonction de l'azimut mognéîïque pour une direction d'observation inclinée de 26° sur le zénith
—•—»— protons ( courbe théorique)
i" 1 T observés
r > ' 5
I !,3 o
•S ' ' 2
X 1,1 13 a
•- 1
z 0,9
0,8
0,7
N
!"- " : ! i N
!"- " i1
! ;
N
!"- " i1
J i - s; = i5° :""}
i
> — — i
' \-—i~"j(*\ •
, 1 t^^000^ ' J
• ; Jg^^ \L J • yjtf*0^ i -
* • — • " - L _ - i
Est Sud i i i i i i i
Ouest
270 290 310 330 350 0 10 30 50 70 90
Figure Iff U Taux de comptage en fonction de l'azfmuf magnétique Az, pour une direction d'observation
inclinée de 45 e sur le zénith
i — i
protons (courbe théorique] Y observés
- 76 -
© z ~ 2 6 ° - e pour le s e c t e u r 1 6 0 ° < S < 2 0 0 °
©z ~ 26° + e pour le s e c t e u r - 2 0 ° < *Ç < 2 0 °
Les r é s u l t a t s a n a l y s é s sont e x t r a i t s de l ' add i t ion des données des vols
5, II, 1 3 . F i g u r e IIIc nous avons t r a c é le n o m b r e de g a m m a o b s e r v é s dans
ces deux s e c t e u r s en fonction de l ' ang le ©z que fait l e u r d i r e c t i o n d ' a r r i v é e
pa r r a p p o r t au zénith du l ieu d ' o b s e r v a t i o n . En l ' a b s e n c e d'effet zén i tha l
la r é p a r t i t i o n d e v r a i t ê t r e s y m é t r i q u e au tour de l ' axe du t é l e scope
( &z - Z 6 3 ) et r e p r o d u i r e l ' évolu t ion de l ' e f f icac i té du d é t e c t e u r en fonction
de l 'angle © que fait la d i r e c t i o n d ' o b s e r v a t i o n pa r r a p p o r t à l ' axe du
d é t e c t e u r .
Or nous cons ta tons ane d i s s y m é t r i e de la r é p o n s e p a r r a p p o r t
à la d i r ec t i on ©z - 2 6 D . Ce t te d i s s y m é t r i e m e t en évidence l ' a u g m e n t a t i o n
du taux de comptage en fonction de l ' ang l e ©z, c ' e s t ce que nous avons
appe lé l 'e f fs t zén i tha l .
-La c o m p a r a i s o n en t r e les t r o i s g r a p h i q u e s de la f igure III ,
fait a p p a r a î t r e une t r è s for te modula t ion de l 'effet zéni tha l , pa r l 'effet
E s t - O u e s t . Ce t te f igure m e t t r è s bien en évidence 1 'anisotropic globale du
brui t g a m m a a t m o s p h é r i q u e . C ' e s t à p a r t i r de ce s t r o i s c o u r b e s que nous
éva lue rons le facteur d ' a n i s o t r o p i e , K (©z , AZ ), qui t i endra compte des
deux effets que nous venons d ' é t u d i e r - l 'effet E s t - O u e s t et l 'effet zén i tha l
et p e r m e t t r a un m e i l l e u r ca lcul de b ru i t de fond g a m m a a t m o s p h é r i q u e .
160° <$ <200° 20° < ô < 20°
9 3
7
6
5
4
3
2
1
N (6 2 ) 'CJi
OJ X o
T XJ
\
•
( AZ ~ 4 5 ° Ouest)
4 J 9 _i .i i I i _ /
0" 6° 10° 14° 18° 22° 26° 30° 34° 38° 42° 46° 50° 54° 58°
E o z
N (8 Z ) ( A Z ' - O ) S u d
5 -»— n 4 J,>P \ 3 ym ^Hn 2 l rJ" ' H ^ 1
\ +4 ^ * ^ _
AZ ~ 50°Est)
Figure
0" 6° W° 14° 18° 22° 26° 30° 34° 38° 42° 46° 50° 54°
HI 5 Evolution du nombre de Y observe en fonction de l'angle 8 , que fait la directi'or du Y avec \r. zénilh au lieu
Ill - EVALUATION DE L ' E F F I C A C I T E , £ (&) , DU D E T E C T E U R
Soit une couronne définie p a r l e s ang les 0 e t 0 + d 0 , et c e n t r é e
s u r l 'axu du d é t e c t e u r ( s c h é m a I I I , ) . Nous avons vu que le d é t e c t e u r
es t incl iné de 26° s u r le zéni th .
Zenith Axe du télescope
SCHEMA m
\ u i i s alloua c o n s i d é r e r un iquement la por t ion de t r a j e c t o i r e pen-
ani laquelle l 'axe du t é l e scope es t o r i e n t é v e r s le Sud . - 30 ' < AZ *C 30 e
.ei_i a pour !iut de c o m p e n s e r une zone d ' o b s e r v a t i o n E s t p a r une zone
'nlinTviiLioii Ouest , no.: - obtenons a ins i une obse rva t i on moyenne qui
r a-but > e que U- d é t e c t e u r r eço i t quand il e s t o r i en t é v e r s le Sud.
- 1 , le te nips d' o b s e r v a t i o n a s s o c i e a la por t ion de t r a ;ectoi r e sud ' ' J
re tenue
- ,\ (0 ) le nombre de g a m m a r e ç u s dans la couronne définit,' par 1 'aim le 0 pendant le t emps T ,« La cou ronne cons ici é rée étant
, , ! sud c e n t r é e su r l ' axe du d é t e c t e u r , il s ' ensu i t que N(0) r e p r é s e n t e !e n i m p t a » e moyen a t tendu pour le d é t e c t e u r incl iné de 2.t> pa r r appor t au zén i th .
- d C*J l ' angle sol ide d é t e r m i n é par la couronne cons idé râ t
- S la sur face du d é t e c t e u r
.ui> |jL»uvitnïi é c r i r e que
(V) S.d tu , T
( 0 ; ,S,dcu'I
.Soil G (V>) T S u d • d t o . S
6.(»)
- 79 -
S , K ( ©z - 2 6 ° , AZ = SUD) , [ £ (E) „ I (E) dE
A , r e p ' --ente l ' i n t ens i t é du bru i t s e c o n d a i r e à 26" du zéni th, dans la zone
Sud.
G a é té d é t e r m i n é pour toutes l e s v a l e u r s p o s s i b l e s de l ' angle ©• . La
figure 111/ mont r e r é s u l t a t obtenu. P a r cons t ruc t ion le d é t e c t e u r p r é s e n t e
une s y m é t r i e c i rcul? ' r e en ef f icaci té , au tour de son axe . P o s o n s ù p r i o r i
que C (O1") - 1 •' ceci r ev ien t à n o r m a l i s e r l ' e f f icaci té du t é l e scope à 1
dans la d i r ec t i on de son axe . Nous pou\ .-, a lors obteni r la cou rbe C (©)
en effet
G (e ) - A . £ (e)
G ( 0 ' ) - A * £ ( 0 - )
Cet te cou r be £(^J c ' £ t r ep rodu i t e figure Hi-.
IV - EVALUATION DV C O E F F I C I E N T D'ANISOTROPIK : K fez , A z ]
L u r s de la m i s e en évidence de l 'effet zéni thal nous avons
t r a c é pour cluLcune des t r o i s o r i en t a t i ons c o n s i d é r é e s (Ouest , Sud, Est) la
ri : pa r t i t ton N (&z) du nombre de g a m m a o b s e r v é s par unité de t e m p s et
d 'angle so l ide , en fonction de leur ang le zeni thal d ' a r r i v é e (©z).(Figuro 111 )
Or 0- £NJ I © z ^6 '( pour les si -i ten r s cons id é r é s
X [&•/.) pr-il donc . s ' é c r i r e de la m a n i è r e su ivante :
X ( O z i S.dco .c (e^ -3^) . K ( e ^ A 1 ) J V ( E ) > I ' ( E ) C 1 E
#t.mt . idmis rjUL' £ (©) CH S ( ^ z - iu y p ° u r l o s s e c t e u r s c o n s i d é r é *
Nous avons : G (») - K ( » z = l(>-, AZ D) . £(©) , j £ (E) , I '(E) dE
E o Z
& (8)
X
28° 24° 20° 16° 12° 8° 4° 0° 4° 8° 12° 16° 20° 24° 28°
Figure UT 6 Variation du nombre de T observés dans la zone Sud ( A Z ^ O 0 ) , en fonction de l'angle 9 du T
avec l'axe du télescope
c .g a ai
'a»
6 ( B )
Axe du détecteur
•a 0,8 •o 0.6 u o u 0,4
LU 0,2
n 1 « 1 -
24° 16° 0° 24°
Figure HT 7 Variation de l'efficacité de détection en fonction de l'angle 9 du T avec l'axe du télescope
y (&z , AZ)
•• ' « • / . , A Z )
_ N (0z)
c (e) K (e , AZ )
K (36% AZ=-SUD
Ci , w
- 'obtient donc CM divisant K (dz) , reprodui t figure II1_, p;j r
luit : i •_ ; i r « II i . . Le résul tat de cette division effectuée pour t»
/uni . - , L.^I reproduit figure ill,.
•- îr-'i-. L i •>., c'.)-.- - . t n i t i o b t e n u e s , p e m i t ; t t e n t d \ i p p l i q u e r ,iu b r u i t
•:.<:.t.:". . J D - , r v é 'i t>/. Jt- et A Z S U D , p r i s c o m m e r é f é r e n c e
; • . . . . . .duel ! LOI. <,:.. iH'i . l •• o : : ;p :c L! la fui.- de. ! ' c û e l Zeiût i i i : J U
» • -i.•:. i - s i .
•"•je 6 iWJ, !ÎL,U:*.- L!„ pi r:::» t f|Ua:!l "< e l ie cit.- ten i r eon.pte
/!..-• : : • i : 'il e t;.; :T i ;• : = ot re jj'j^.si'sàjuii les donnée => Î . ' . I : von:
i J . . i i ' . r , fii»..r , i:,j.;',;e s.oiictlc t i e i o b . i e r \ é e , [e in imlu ' 1 .
i re - i îtei.du - .
' ! ' Lu. li : l e r l e - .. : L u i . - u l t é r i e u r s p o u r i.i r e t he r e l i e d e point . -
n i . l ; i i i n i . i •>» . • >-,d t11 •• i t t e n d a e s t . v . i l uc d . n i s d e s é l é m e n t s
'!.il< - >•: .-l.iiil . N u u s . iwuib d o n c d é c o u p a l,i / .oui; d e e i e j
. . : . : i t - <i'.i:ii,;!e .«..-iule c or. -1 t :.*., l ' u n i t é d V l i - m c n t d ' a n g e
• L.j d e l iM.:Le ]t.iv urt c i r r e d e i " d e c ô t e et c e n t r é s u r L-
•M.n.-e.- : <* « i .'. , A ^ - - S c h é m a j j j
AZ ~ + 50
(Ouest)
Figure HT 8 Variation de I'anisotropic des Y secondai F (9z, Az), en fonction de l'angle zenital , 9 ;
et de l'azimut des Y
- 83
SCHEMA EIA
Nuns avons voulu que lu dûcouj—ye chois i c o n s e r v e un pas égal
suivant l ' a s c e n s i o n d r o i t e cX .
So IL-ni o<o et o 0 les coo rdonnées é q u a t o r i a l e s de c e n t r e de
l ' é l é m e n t d ^ r é f é r e n c e
<Jo4 0et <3VQ des é l é m e n t s d ' ; : rc c e n t r é s su r °< 0 1 o«
I. 'in.^lf sol ide é l é m e n t a i r e d w 0 e s t égal à d UJ0 - r ' d c 0 , Rdu
or r ' R . C O S 0 0 d c u 0 z R" . cos d , .d * . . d d 0
On w u t obteni r d ^ - du», un c o n s e r v a n t d Crf _ cte = t loi 0 - | -
d u ^ z R - f o s O . d d k . d ô
a> qui (it-ut s ' i i c r in - : d et . d ( Stn O) = d r t o , ci ( Sun o . )
l . ' i l ; nn-nt (t eu s e r a donc défini par :
d ot = d olo
- 84 -
P o u r obteni r un découpage en é l é m e n t s d 'angle sol ide cons tan t il suffit
donc de fa i re des pas cons t an t s en ^ (égaux à a <Ve ) et cons t an t s en
Si-h à (éi*aux à d ( 5 ù n 0 „ ) )
Les pas que nous avons adoptés pour not re découpage sont :
d o t 0 ^ r
dfsuK^J.- S L n f d o + 0*5) - Sù\ ( c J a - 0 ° 5 )
P o u r c a l c u l e r la va leur de l ' angle sol ide c o r r e s p o n d a n t à l ' é l é m e n t de
r é f é r e n c e a w „ , nous ca lcu lons dans un p r e m i e r t e m p s l ' ang l e sol ide
de l.t cou ror.ne c e n t r é e s u r u« et de l a r g e u r clc)<» (Schéma III j .
L.i coLirunne es t c o m p r i s e e n t r e o 0 f 0°5 et o 0 -0°5
i l = 2 7i [i-cos[iyi -(<S„-o"5)]j -fan i-cosPn/j -(&Q+o's)]
Liant donné (|ut TO, l J l'angle- sol ide du; , , s e r a égal à J y 3 6 0
Pour cl 0 - 32"
daj„ - 3 «2l,.-i0~ sr.
l>) Calcul du nombre de photoim a t tendus dans chaque é l émen t
Noua avons vuqu 'au c o u r s de chaque vol l 'axe du t é l e s c o p e
n ' e s t [ia^ iLiiiatammcnt d i r i g é v e r s la mOme d i r e c t i o n , n ia i s qu ' i l d é c r i t
une ce r ta ine t r a j e c t o i r e . - Schéma III -
- 85 -
Soit lo l ' ins tan t du début de la t r a j e c t o i r e . Nous découpons ce t te
r r a j ec tu i r e en é l é m e n t s , à p a r t i r de l ' i n s t an t to, de te l le m a n i è r e que
la longueur angu la i r e de chaque é l é m e n t soi t de I e . A cliaque é l é m e n t , i ,
e = t a s s o c i é un '••mps A ti , qui c o r r e s p o n d au t e m p s ut i le pendant leque l
le t é l e s c o p e , cer. .ré s u r la d i r ec t i on of i , c? i . a u r a vu le ciel avec
l 'e f f icaci té qui li'i e s t p r o p r e .
déplacement du Zénith du lieu d'observation
.-trajectoire de l'axe du télescope
SCHEMA m,-
Au cour s de l ' expé r i ence non seu len ien t ' ' a x e du t é l e scope se dép lace
:nais .iu«,si lu posi t ion du zénith du lieu d ' o b s e r v a t i o n .
- 86 -
Soit Sn un é l é m e n t de c ie l de c o o r d o n n é e s é q u a t o r i a l e s , n , n
°* i, o i - l es c o o r d o n n é e s d 'un é l é m e n t , i , de l a t r a j e c t o i r e
At i - le t e m p s u t i le a t t a c h é à ce t é l é m e n t : A t i = t i - t i _ 1
®z± - la d i s t a n c e a n g u l a i r e e n t r e le z é n i t h e t l ' é l é m e n t du c ie l Sn
A Z i - l ' a z i m u t de cet é l é m e n t dans le p l an loca l (vo i r f igure III 1 )
&i - la d i s t a n c e a n g u l a i r e e n t r e ce m Ë m e é l é m e n t e t l ' axe du t é l e s c o p e
L e n o m b r e de g a m m a , N , r e ç u s d a n s l ' é l é m e n t Sn, pendan t la
p o r t i o n , i , de t r a j e c t o i r e e s t éga le à :
N (&] , © Z i AZj) = S.dw.E(6i)J<(e z i , A Z i ) . A t i j £ ' (E). I ' ( E ) d E
or A = K ( 2 6 ° , AZ= SUD) x/c: ' (E) I 1 (E) dE
F ( e , . , A 2 . ) = K ( & Z i ' A Z L ) 1 K(26° ,AZ=SUD)
N n ( » i . ©«i . A Z . ) = S . d c o . A . £ ( e i ) . F ( e z i , AZi) . A t i
A- e s t 1 ' i n t e n s i t é des g a m m a s e c o n d a i r e s à 26° du zén i th , e t
dans la d i r e c t i o n du Sud
£ (Oi) : e s t d é t e r m i n é à p a r t i r du g r a p h i q u e de la f i gu re III
F (0 - ., AZ i ) : e s t d é t e r m i n é à p a r t i r du r é s e a u d< c o u r b e s d e la
f igure Illg
l e n o m b r e to ta l de g a m m a r e ç u s au c o u r s de toute la t r a j e c t o i r e , p a r
l ' é l é m e n t S„ e s t égal à :
t Nous p o s e r o n s E = / £ ( 0 i ) . T ( S j j , A Z i ) . A t - j
E e s t le f a c t e u r e f f icac i té - t e m p s de l ' é l é m e n t n d 'où
N = S . d o j . A . E n n
Ce c a l c u l de n o m b r e d a gamma a t t endus e s t effectué p o u r l ' e n s e m b l e d e s
é l é m e n t s , n , d e c ie l o b s e r v é s .
- 87 -
Nous pouvons admettre en première approximation que l 'ensemble
des gamma observés n 'est formé que de gamma secondaires ; ceci revient
à négliger l ' importance d'une source ponctuelle, lorsque l'on considère
tous les gamma observés au cours d'une expérience dans tout le télescope.
Nous avons noté que l 'ouverture géométrique du détecteur était environ
un stéradian. L'approximation que nous faisons est donc justifiée puisque -2 2 - 1
l'on sait que l 'intensité des gamma secondaires est de 10 photon (cm , s. sr) environ, alors que l 'intensité des sources attendue est de quelques 10
2 -1 photon (cm . s . ) . Grâce à cette approximation nous pouvons dire que le nombre N , de gamma reçus dans l 'ensemble des éléments de ciel observés, ob to Y
est égal au nombre de gamma secondaires attendus, ceci entrarne que :
N
o b - E N " = S.J«.A.£E h
Nous pouvons en t i rer A
ob
S.du,. £ E n
Nous normalisons le nombre de gamma attendus sur le nombre observé.
Replaçant A dans l'équation qui donne N n , nous pouvons ainsi calculer
avec une t rès bonne précision le nombre de gamma attendus dans chaque
élément m
N = S. Jeu . t . A
ob £ E .
S. duj. E, Nob
S.d~.£ En
n
: cette formule sera utilisée pour le
calcul du bruit de fond gamma lors de
la recherche de points source.
- 88 -
)\ - R E C H E R C H E DE SOURCES P O N C T U E L L E S
La t r a j e c t o i r e suivie pa r l ' axe du d é t e c t e u r ne s ' é c a r t e j a m a i s b e a u
coup de la d i r e c t i o n de la N é b u l e u s e du C r a b e . Compte tenu de c e s t r a j e c
t o i r e s • t de l ' o u v e r t u r e g é o m é t r i q u e du t é l e s c o p e , la rég ion du c ie l o b s e r v é e
m u t Gtrc: a s s i m i l é e à un c a r r é d^ 60° x f>0c c e n t r é a p p r o x i m a t i v e m e n t su r
1.1 d i r e c t i o n de La Nébu leuse du C r a b e . F i g u r e T11 nous avons r e p o r t é la zone
de ciel o b s e r v é e a ins i que la t r a j e c t o i r e de l ' axe du d é t e c t e u r au c o u r s de
t. :i-i c un de s v o l s .
Les six vols a n a l y s é s lyant été r é a l i s é s avec deux d é t e c t e u r s l é g è -
i-em-.'iu dit";'.-rents, e t à d e s a l t i t udes dî i fé i ente s, l e s î é s u l t a t s ont é té g r j u p é s
cr. fU'iix s é r i e s . La p r e m i e r e s é r i e c o r r e s p o n d aux vols S - ? - Il - 13, la
deuxil-Jî.e aux vols 14 » ] ?, Ce t te d e m i c - r e s é r i e , r é a l i s é e à une a l t i tude p lus j Î
éh-vée (voir t ab leau I L . ) donc dans un b ru i t g a m m a ambian t plus fa ib le , doi t
p e r m e t t r e d ' o b t e n i r un m e i l l e u r r a p p o r r s igna l su r b ru i t l o r s de la r e c h e r c h e
de s o u r c e s ponc tue l l e s ,
! - METHODE P L R E C H E R C H E
Le découpage de la zone de c ie l o b s e r v é e , en é l é m e n t s d ' a n g l e s
so l i de s égaux, e t ie calcul du n o m b r e de g a m m a s e c o n d a i r e s a t t endus d a n s
chaque é l é m e n t , ont é té e i f e c t u é s su ivan t la m é t h o d e d é c r i t e au c h a p i t r e iII--A_.
L e s n o m b r e s N ., ont é té c a l c u l é s pour chaque é l é m e n t de c ie l , exi
et pour chacun d e s vo l s , puis nous avons addi t ionné d a n s chaque é l é m e n t
l e s r é s u l t a t s d e s vo l s a p p a r t e n a n t à la m ê m e s é r i e .
7h 6h 5h 4h 1 1 1 /, 1 1 1 4 i i i
-A*** ° '
L ] L = |50° - .
50° Iv" $ / y
IAAI\ y
/ IAAI\ y
1/f/ll \ ' y ** 40° J1 III \ y
"" / fill/ \ ' ' y ~
~~v NJ \ ' / ' - J / / ~ ~ ~ V
' 7~U / / *~ —/ Vol 11
30° - 1 Vol 1 5 _ J ^ - , , I l Vol ,14 — \ * - v y > . / / * ,
' Vol U ,*
1
Vol 1 5 _ J ^ - , , I l Vol ,14 — \ * - v y > . / / * ,
' c o 20t , X\\tf//,/*- Moil' in 20t ' b-^\Sjw/JJ N / 5 c / N ^ / ' - '
Dèc
li
j -10° _ , '
7 • / CRABE /
V'' / , 1 o ' \.
1 • /
LH=21(£ V ' / 5r ' v
i
0°
1 • /
LH=21(£ V ' / 5r ' v
< / / /
/ i , / p . / i i 1 1 1
1»° 100° 90° 80° 70° 60° Ascension droite
Figure Dl-9 Zone de ciel observée, et trajectoire décr i te par Taxe du détecteur au cours de chacun des vols
- 90 -
P o u r e f fec tuer la r e c h e r c h e de s o u r c e s ponct u e i l e s , nous
g r o u p o n s e n s e m b l e p l u s i e u r s é l é m e n t s con t i gus , de m a n i è r e à o b t e n i r un
c a r r é de 9 x 9 é l é m e n t s : nous a p p e l l e r o n s "zone é l é m e n t a i r e " le c a r r é
a i n s i déf in i . Ce r e g r o u p e m e n t e s t r é a l i s é afin de dé f in i r d e s zones é l é
m e n t a i r e s qui so ien t c o m p a t i b l e s a v e c la p r é c i s i o n de r e c o n s t r u c t i o n de
n o t r e t é l e s c o p e {cette p r é c i s i o n e s t de 1 0 J pour d e s g a m m a d ' é n e r g i e
i- g a 1 e à 20 MeV), La d i r e c t i o n a t t r i b u é e à chaque z o n e , e s t ce i le de
l ' é l é m e n t s i tué au c e n t r e de la zone .
P o u r chaque zone é l é m e n t a i r e , n ,nous avons :
- d 'une p a r t le n o m b r e N de g a m m a s e c o n d a i r e s a t t endus 1 e x , n 6
- d ' a u t r e p t- r t le n o m b r e N , de g a m m a r é e l l e m e n t o b s e r v é s
^ ob, n e
C ' e s t du la c o m p a r a i s o n de c e s deux n o m b r e s que nous pouvons c o n c l u r e
à l ' e x i s t e n c e , ou non, d 'une s o u r c e ponc tue l l e l o c a l i s é e dans ce t t e zone
é l é m e n t a i r e de c i e l . Il e s t év iden t qu 'une s o u r c e ponc tue l l e peu t ê t r e
l o c a l i s é e au bo rd d 'une zone é l é m e n t a i r e , et du fait de la d i s p e r s i o n due
à la r e c o n s t r u c t i o n g é o m é t r i q u e d e s d i r e c t i o n s d ' a r r i v é e , se t r o u v e r a
r é p a r t i e s u r p l u s i e u r s zones é l é m e n t a i r e s .
P o u r é v i t e r ce t t e m i n i m i s a t i o n d 'un {joint s o u r c e , nous avons
d é p l a c é la zone é l é m e n t a i r e p a r p a s de un é l é m e n t , en d é c l i n a i s o n et
en a s c e n s i o n d r o i t e .
II - R E S U L T A T S
1°) R e c h e r c h e de s o u r c e s a t t e n d u e s
Le t ab leau III , con t ien t la l i s t e d e s ob je t s p r é s e n t s dans le c h a m p
d ' o b s e r v a t i o n et s u s c e p t i b l e s d ' ê t r e une s o u r c e de photons g a m m a d ' é n e r g i e
t ;up '"r ieure à £0 MeV. C e s obje ts ont é té o b s e r v e s soi t à p lus b a s s e é n e r g i e
(Nébu leuse du C r a b e ) , so i t d a n s le m ê m e d o m a i n e d ' é n e r g i e p a r d ' a u t r e s e x p é r i m e n t a t e u r s .
L e s n o m b r e s N , e t N , p o r t é s dans ce t a b l e a u , c o r r e s p o n d e n t ob ex l
r e s p e c t i v e m e n t au n o m b r e de g a m m a o b s e r v é s e t a t t e n d u s dans la zone
é l é m e n t a i r e dont le c e n t r e e s t le p lus p r o c h e de la d i r e c t i o n du poin t
- 91 -
sou rce r e c h e r c h e ( l ' é c a r t e n t r e c e s deux d i r e c t i o n s n ' e x c è d e pas J; I e ) .
L ' é tude du t ab leau III condui t aux conc lus ions su ivan t e s ;
lie luus led points s o u r c e s a t t endus ou s u s p e c t é s , seu le la Nébu leuse
du C raho s e m b l e donner un e x c è s s ignif ica t i f de N p a r r a p p o r t à
X clans chacune d e s deux s é r i e s de vols
T U L S k ^ a u t r e s poin ts s o u r c e s , o d m i s c o m m e p o s s i b l e s p a r d ' a u t r e s
ou s - r\ a t e a r s , n 'ont appo r t é aucun e x c è s de c o m p t a g e signif icat if , dans
i'u!:i' ou l ' a u t r e s é r i e de v o l s .
1 i Ki 'éiuTJiL' du nouvel les s o u r c e s du r a y o n n e m e n t g a m m a
Ln r u(ji-(jn.i rit pour chaque 7.0ne é l é m e n t a i r e la c o m p a r a i s o n e n t r e
>. cl N , nuus avons r e c h e r c h é lus d i r e c t i o n s pour l e s q u e l l e s le nombre-
dé viii::i; .; o b s e r \ t :,, N , e s t t r è s d u p é r i ^ u r au n o m b r e de g a m m a a t t e n d u s ,
N ; !<•• c r i t è r e r e t e n u e s t :
X , > IN > l \fi~ ob -"^ ex v t.v
Sur chaque s é r i e de vols un c e r t a i n n o m b r e de zones r é p o n d e n t
,'1 ce ^ r i t t - r e . Mais aucune de ce s zones ne pré-sente l ' e x c è s de c o m p t a g e
-«.-quis, "t la lois s u r les deux s é r i e : , .
Seule la d i r e c t i o n a s s o c i é e à la Nébu l euse du C r a b e le fait
app.i r a î t r u .
Nous en cunc luons , qu ' aucune s o u r c e de r a y o n n e m e n t g a m m a
n'a é té m i s e en év idence p a r nos o b s e r v a t i o n s , à l ' excep t ion de la N é b u
leuse du C ra.be.
L ' e n s e m b l e de ce s t r a v a u x de r e c h e r c h e s fait l ' ob je t d 'une
pub l i ca t ion (FQRICHON, 1974).
i
ff
I n : \ r t ;•-•: i.- l.icr.li-Lc.v.o;. C..O.-C.O:....-.. a I - • . . .He =
I n : \ r t ;•-•: i.- l.icr.li-Lc.v.o;. C..O.-C.O:....-.. a
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D E C ; 3 V 5
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R A = 6 5 '
D E C ; 3 6 l
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E > 5 C M c V
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D E C = 55 't> 7 3 93 14 24 6 , H . 1 0 ~ D
F i - y c 1 9 6 9
RA = 7 5"
E E C - 2 5 '
2 , 0 . l o " 1 1
E > 5 0 M c V
RA. --• 7 3 V
D E C ; 2 5 ' 2 3-1 OS 56 9 . 1 o - 5 F i - y c 1 9 6 9
R A ; ! , 0 -
DEC-"- 16"
i . o . l u " 5
E > 50 X k V
R A ; HO "2
D E C - 1»*1 301 3 1 3 61 60 i . 1 0 - ' -
~
N ; u : 197 2 ! . T E C - -:v':5 L > I G 0 M c V
R A -= 93 V
D E C = -19-3 5 6 -13 12 11 2 . 1 0 - 4
~
N ; u : 197 2
! R A - 7 9 -
; ; D . - C - 5 2
1 3 . 1 0 - =
j E > 1 0 0 M c - V
R A - 7 9 ' 2
D E E - .32 "4
2 1 1 2 1 4 -.0 ! 50
1 i . l a " 4
!
N ; u : 197 2
!
i ! : -V-, -.. ! -0.S '
] D E C ^ 3 3 * 5
! •'-. •'•. 1 0 ~ J
j E > lOOMi-V
R A •- 1 OS ' 2
D E C = 3 5 ' 5
50 6 5 13 ! i 7 ; 9 . 1 0 - -
- 93 -
HI - OBSERVATION DE LA NEBULEUSE DU CRABE
Nous venons de voir (paragraphe précédent) que lors de la
recherche de source ponctuelle, la zone élémentaire associée à la
direction de la Nébuleuse du Crabe, faisait apparaître un excès de
comptage significatif, sur chacune des sér ies de vds. Nous avons
repris d'une manière plus approfondie l'évaluation du niveau de la
source gamma s -sociée à la direction de la Nébuleuse du Crabe.
Ili-a. Distribution spatiale des événements enregistrés
Ill-a. 1. E^aluatipn_dujiojmb^
Les six vols analysée ici avaient pour but principal, l 'obser
vation de la Nébuleuse du Crabe et en conséquence ont toujours visé
une direction voisine de celle du Crabe, à l'exception de la fin du vol
15. Lors du calcul des nombres N , représentant le nombre de ex |
photons attendus dans l 'élément i , nous avons vu que l'efficacité an
gulaire , £ I &} , était déterminé à part ir des données expérimentales
en taisant l'hypothèse que tous les gamma observés étaienc des gamma
secondaires. Si l 'émission de photons gamma par la Nébuleuse du Crabe
est importante, elle perturbera d'autant plus l'évaluation de t {&) que
l'axe du détecteur (correspondant à 8 = G°) ne s 'écar tera jamais beau
coup de la source observée. Nous savons que les gamma issus d'une
source ponctuelle à l'infini sont, après reconstruction de leur direction
d 'arr ivée, répartis dans le ciel suivant une distribution gaussienr.e
supposons que la source soit centrée sur l'axe du détecteur, ce qui
est approximativement le cas pour la Nébuleuse du Crabe
supposons d'autre part que l'efficacité angulaire du détecteur, € [d)i Boit
constante entrJ 0° et 12° ( 0 est l'angle que fait la direction d ' a r r i
vée du gamma avec l'axe du détecteur).
- 94 -
so i ; un é c a r t type , (3 , éga l à 6 ", pour 11* d i s t r i b u t i o n g au s s i enne
îles é v é n e m e n t s gair .nia r e c o n s t r u i t s dans le c ie l ; ce t écar t , type de
i- c o r r e s p o n d à des g a m m a d ' é n e r g i e moyenne 50 MeV.
Nûub ,iv(j:is t r a c é s u r La f igure III le u o u r c e n t a e e de 1?, s o u r c e qui
s*•[*;.! i r .U'rccpté pa r le cOne c e n t r é s u r l ' axe du d é t e c t e u r en fonction
c rar.L: ' r 9 ci ' o u v e r t u r e de ce cône . Le cône d ' o u v e r t u r e éga le a i^.:
îtii e rt epte la quas i to ta l i t é de L'i s o u r c e ponc tue l l e (95 "û ), Le b ru i t
.it ! MIT-.plié- :-iqu<., q;i.-î nt à lu i , i-st d i r e c t e m e n t p r o p o r t i o n n e l à 1' angle
ïinL'.: e du cône . Sur ia l i gu re III, nous avons r e p r é s e n t é le p o u r c e n t a g e
i.c j.,i'i .•:;.'! s e r o i i d a i r e s i n t e r c e p t é s pa r le cOne d ' o b s e r v a t i o n , en fonc
tion d*.- l ' angb ' 0 : ce p o u r c e n t a g e e s t n o r m a l i s é à 100 pour G = 12".
I...i ^ uinp.i fa in on des deux c o u r b e s de la f igure I I I . Q met en év idence le
jait Miiv.iiit : pou r un cône d ' o b s e r v a t i o n donné , c e n t r é s u r une s o u r c e ,
;»• puurc t utage de g a m m a i s s u s de ce t te s o u r c e p a r r a p p o r t aux g a m m a
.scc. ind. i i rcs , s e r a d ' a u t a n t plus é l e v é que l ' o u v e r t u r e de ce cône s e r a
p i .n te . Ce t t e con t r ibu t ion de la s o u r c e est t r è s gênan te l o r s de l ' é v a
luat ion de l ' e f f icac i té £ (Qj , pu i sque d 'une p a r t nous u t i l i sons tous le s
g a m m a o b s e r v é s pour f a i r e ce t t e éva lua t ion et que , d ' a u t r e p a r t , la
d i r e c t i o n de ia Nébu leuse du C r a b e e s t tou jours p r o c h e de l ' a x e . Il
n V n s u i l une m a u v a i s e éva lua t ion de la c o u r b e £,(8).
Nous avons m i s e x p é r i m e n t a l e m e n t en év idence la p e r t u r b a t i o n
u n g e n c r é e pa r la p r é s e n c e ôe la Nébu l euse du C r a b e . Le vol 15 n o m -
por t e une p a r t i e i m p o r t a n t e de sa t r a j e c t o i r e , lo in de la s o u r c e du
C r a b e . Nous a l lons c o m p a r e r ce t t e p o r t i o n de t r a j e c t o i r e , avec la
p a r t i e c e n t r a l e , où la s o u r c e p a s s e le p lus p r è s de l ' a x e du d é t e c t e ^
( _ 4^), P o u r chacune de ce s deux p o r t i o n s de t r a j e c t o i r e nous éva luons
AN O ) = N(e)/n.T -Se. e s t l ' ang l e so l ide i n t e r c e p t é p a r une cou ronne déf in ie p a r
l e s a n g l e s 0° - 1 0 ° , 10° - 2 0 ' , 20° - 3 0 D , e t c . . .
- T e s t la d u r é e de l ' o b s e r v â t ion a s s o c i é e à la p a r t i e de t r a
j e c t o i r e é t u d i é e .
100%
50%
Figure EL 10 Evolution du pourcentage de ï" observé en fonction de l'ouverture, 6 , du cône d'observation
centré sur l'axe du détecteur
- 96 -
-N(0) est le nombre de gamma recueillis dans chacune des
couronnes telles que nous venons de les définir.
L.a courbe AN(6) n'est autre que l'efficacité £ (©), à un facteur de nor
malisation près . Sur la figure I I I , . nous avons tracé les deux courbes
A N (6) as sociées respectivement à chacune des portions de t ra jec
toire. Ce résultat expérimental confirme sans ambiguïté le phénomène
de psrturbation engendré par la présence de la Nébuleuse du Crabe
lors de l'évaluation de l'efficacité angulaire £(©). Les conclusions que
nous déduisons de ce résultat sont importantes :
l'efficacité angulaire £(0y telle que nous la déterminons pour les
vols 5 - 7 - 1 1 - 3 3 qui sont toujours bien centrés sur la Nébuleuse
du Crabe, est surestimée ; de ce fait le calcul des gamma attendus ,
N„„. , est faussé ; ces nombres N . sont surest imés, et le niveau exi exi de la source, qui se déduit de la comparaison nombre de gamma
observés - nombre de gamma attendus, est sousestimé.
grâce à la fin du vol 15 nous avons pu obtenir une juste évaluation
de l'efficacité £ ( 0) , applicable seulement aux vols 14 et 15. Ce sont
donc ces deux vols uniquement qui nous serviront pour calculer le
flux émis par la Nébuleuse du Crabe.
111-a. 2. Résultats
Pour rechercher l 'existence d'une source de rayonnement gamma
dans la Nébuleuse du Crabe, nous avons procédé de la manière suivante:
no as avons pris la direction nominale de la Nébuleuse comme centre
du cône d'observation
nous avons fait varier l'angle d'ouverture de ce cftne (angle ô ) de 0°
jusqu'à 27° par pas de 1 °
à l ' intérieur de chacun des cOnes nous avons calculé le nombre de
gamma attendus, en sommant les nombres N attachés aux éléments e x i
inclus dans chaque cQne. Pour cette étude de l 'émission de la Nébuleuse
i A N (B)
z <
Partie du vol 15 centrée sur ia nébuleuse du Crabe
I--»-H Fin du vol 15
Figure HT n Nombre de photons observes dans des couronnes définies par 9 et centrées sur l'axe du détecteur
- 98 -
nous avons normalisé la somme des gamma attendus dans le cône
de 27° d'ouverture au nombre de gamma réellement observés :
N ex . n ( e = 27 = N u ob
[ . n (e=27=jj
La recherche de la source associée à la Nébuleuse du Crabe
se l'ait directement en comparant N , ( 0 ) et N ( 0 ) pour chacun oo ex
des cônes définis.
a) Première série de vols (5, V, 11, 13)
Le résultat obtenu avec cette série de vols est montré
ligure III] 2»» o u n o u s avons tracé le nombre de gamma observés et
attendus par unité d'angle solide, pour des cônes dont l 'ouverture
croît de 1° à 27°.
*Vous observons, pour cette série de vols, un excès de photons
gamma, visibles entre 1 * et 5°. Le degré de confiance que l'on peut
attacher à cet excès n 'est que 85 %, Nous avons vu quelle peut être
la cau'.e de cette minimisation de la source (mauvaise évaluation des
gamma attendus, N ). A cette cause il convient d'ajouter le fait que
cette série de vds a été effectué à ine pression atmosphérique résiduelle
moyenne de 5 g/cm , il s'ensuit que le bruit de fond pamma est 2,5
fois plus important que pour les vols 14-15 effectués à une pression
i •> ' Z de 2 g/ cm .
b) Deuxième série de vols ( 14, 15)
Nous avons reproduit sur la figure ill le résultat obtenu avec
les vols 14-15. L'excès observé dans le cône de 5° est de 25 gamma
pour 64 gamma dus au bruit de fond. Le degré de confiance de cet excès
est de '. 8 %, Nous pouvons dire que nous avons observé une emission
de photons gamma provenant de la direction de la Nébuleuse du Crabe.
M N/fl
1.5
',0
0.5
VOLS :5.7.11.13
10° 18° 22° 26°
Figure B. 12 Nombre de Ï observes, N 0 b , et nombre de K i *tendus , N e x , par unite' d'angle solide, en fonction de l'ouverture du cône d'observation
centré sur la Nébuleuse du Crobe .
N o b / S
VOLS: 14.15
Figure ÏÏL 13 Nombre de If observés, N0b/ et nombre de ï attendus, Nex, par unité d'angle solide, en fonction de l'ouverture du cône d'observation
centré sur la Nébuleuse du Crabe
- 101 -
La r e c o n s t r u c t i o n de la d i r e c t i o n d e s photons g a m m a i s s u s
d 'une s o u r c e ponc tue l l e i n t rodu i t une d i s p e r s i o n qui su i t une d i s t r i
bution g a u s s i e n n e ; nous avons o b s e r v é ce p h é n o m è n e l o r s d e s t e s t s
en a c c é l é r a t e u r s . Nous a l l ons vo i r m a i n t e n a n t que l l e s sont l e s c o n s é
q u e n c e s d e ce t t e d i s p e r s i o n l o r s de l ' é t u d e d e s o u r c e s p o n c t u e l l e s .
R e p r e n o n s la d e u x i è m e s é r i e ''.e vols (14, 15) pour l e s q u e l s
le b r u i t de fond a é té éva lué r i g o u r e u s e m e n t ;
- nous a p p e l e r on s , N , le n o m b r e de gamma, a t t r i b u é s à
la s o u r c e . N = N . - N
s ob ex
- c o n s i d é r o n s l e cône d ' o u v e r i u r e C7 . c e n t r é s u r l a d i r e c t i o n
de la N é b u l e u s e du C r a b e , en f a i s a n t v a r i e r 9 de l ' a 12°, nous c a l c u l o n s N ( 0 ) = N ,_ ( 6 ) - N ( 6 )
s ob ftx
L e s v a l e u r s N (8) sont r e p o r t é e s s u r la c o u r b e III . L a r é p a r -
t i t io r d e s v a l e u r s N (9) ob t enues co ïnc ide t r è s bien avec la r é p a r t i t i o n
d é d u i t e d ' une d i s t r i b u t i o n g a u s s i e n n e d e s d i r e c t i o n s d ' a r r i v é e d e s g a m m a ;
co t te d i s t r i b u t i o n , dont l ' é c a r t type e s t éga l à 5° , a é té n o r m a l i s é e en
a m p l i t u d e s u r la v a l e u r N (5°) ( courbe a ) . Sur c e t t e m ê m e f igu re nous
avons t r a c é deux a u t r e s d i s t r i b u t i o n s g a u s s i e n n e s n o r m a l i s é e s r e s p e c
t i v e m e n t s u r N ( 5 ° ) + \ /N~" , e t s u r N ( 5 ° ) - \ / N ~ , ,
s 1/ ob s * ' V ob (courbe a' et a " ) .
La d r o i t e b qui c o r r e s p o n d àVN ( 6 ) repr é s e n t e l a f luc tua t ion s t a t i s t i q u e
du b ru i t de fond g a m m a en fonct ion de l ' o u v e r t u r e , & t du cône d ' o b s e r
va t ion . L ' é t u d e d e s c o u r b e s r e p r é s e n t é e s su r l a f igure III nous condui t 14
aux c o n c l u s i o n s s u i v a n t e s :
1 - P o u r l e d é t e c t e u r c o n s i d é r é , le m e i l l e u r r a p p o r t s igna l s u r b r u i t
a l i eu aux f a ib l e s o u v e r t u r e s du cOne d 'ûbae rva t ion (3 ° ^ Q < 7 * ) (
o N s ( £ ) = N 0 b ( 9 ) - N e x ( f i )
N i = N o b - N e ) (
N s = 3 5 ± 13
Figure JI U Nombre de photons If observes, Ns (6) et attribués 6 la Nébuleuse du Crabe en fonction
de l'ouverture du cône d'observation
- 103 -
2 - La distribution gaussienne met en évidence le fait que dans le
cône où la source est la mieux observées, ( 6 = 5°) il n'y a que
68% des gamma de la source réellement détectés. Lors du calcul
du flux émis par la source il ne faudra pas oublier que le nombre
des gamma attribuables à la source est la valeur asymptotique
N ( B ^i 12°) , sinon le flux sera i.ânoré de 35 % environ.
ï l l -b. Evaluation des flux de photons ff
111-b. 1. Méthode de calcul
L.e nombre de photons d'énergie supérieure à 20 MeV, émis
par une source ponctuelle, et enregistrés p<*r le détecteur est égal a t., <*>
N s = S J £(eWj dt .1 e"(E) dN(Ej/dE . dE
avec S : surface du détecteur
t'{8(t)}. facte ur efficacité-temps . i l . .
c. (EJ: efficacité en énergie dN(E) — ' A, • : spectre différentiel d'émission de la source
diii
L.e calcul de N par cette méthode n'est justifié que dans la
mesuie où l'efficacité du télescope £( Q , E) peut s ' écr i re sous la
forme :
£(e,E) =£'(ej.£"(6)
Cette formulation n'est valable que proche de l'axe du détecteur
( 6 ^ 10°). Le calcul de f i'(6(t)) dt est semblable à celui des A.
facteurs- temps, E , définis lors du calcul de bruit de fond gamma
(chapitre III-A-4°) , la seule différence réside dans le fait que le coef
- 104 -
ficient de modulation F ( v z , AZ) n'intervient pas puisqu ;il s'agit d'une
source dont le flux ne depend nullement de la magnétosphère terrestre .
L'intégrale se réduit à une sommation :
E u. —T"* t ('6*,) b^Ci, ° sur toutes les portions i de trajectoire
;iour chaque élément, n , du ciel. &=>
Pour calculer numériquement J & (E) /dE ^ ^ a u t
faire une hypothèse sur la forme du spectre. Les observations effectuées
dans le domaine d'énergie des X . tint montré que le spec tre d'énergie
de la Nébuleuse du Crabe, et du Pulsar NP 0532 était proportionnel - °* à E , la pente de ce spectre, oi , étant voisine de 2. Pour le calcul
des flux nous ferons donc l'hypothèse suivante :
dN (E) dE K E
En utilisant la courbe expérimentale £"(E) déduite des essais en accé
lérateur (chapitre II B ) nous pouvons calculer ;
t " k E ) d N { E ^ E . j E _ ic I . L - ^ . E " 2 : JE y20 NVlv
le résultat obtenu est ^2oM«
I £"(E) /20 MeV
dN(E) dE dE 2.3 10 photon / cm . s
, -6
nous en tirons K = E' . 2, 3.10
pour une source ponctuelle centrée sur l'élément de ciel , n
- 105 -
.\'ous pouvon:: déduire la valeur du flux émis par la source
i fE>2orVv) s f c f E"!dE s *** / E " a j E
'aoi-Wv 5-EK *M*% , M
111-b. 2. Flux émis par la Nébuleuse du Crabe
Le nombre de photons jfvenant de la direction de la Nébuleuse
du Crabe, et observés dans le détecteur est , conformément à la
courbe a de la figure III-,, égal à :
N = 3 5 + 13 s —
Nous trouvons alors que le flux émis par la Nébuleuse du Crabe est
égal à :
* C rabe ( E > 20 MeV) = (9 t 3,5) 10 _ 5 pho ton /cm 2 . s
0
Sur la figure III , nous mont roi s le spectre d'énergie de l 'ensemble
Nébuleuse du Crabe - Pulsar NP 0532 : il est en effet impossible de
dissocier ces deux sources, lors de la recherche d'émission continue
de rayonnement gamma. Le spectre que nous présentons résume les
principales observations faites entre 10 keV et 10 keV. Le flux que
nous trouvons à la suite de l'analyse de nos données est en très bon
accord avec les observations effectuées de part et d'autre du domaine
d'énergie que nous avons exploré.
L'ensemble des résultats expérimentaux est en parfait accord
avec une courbe de la forme
N (E) = K E r
Le spectre déduit des résultats est :
N (E) - 10. E ' photon (cm . s ) " entre 1 et 10 keV
•£ io" 3
n-5
n-7
© DUCROS 1970 a
© ROCCHIA 1969
© COLEMAN 1973
© HELMKEN1971
© KINZER 1971 © flCHTEL 1969
a> NIEL 1972
® FAZIO 1968
® FR/E 1969
40 He BREEN 1973
+ Nos résultats | PARLIER 1973)
® KNIFFEN 197V
® LAROS 1973
Ikev lOkev E ( kov)
Figure III-15 Spectre d'énergie de l'ensemble Nébuleuse du Crabe-Pulsar NP 0532
- 107 -
C - RECHERCHE DU PULSAR NP 0532
L'émission de photons du Pulsar NP 0532 est un phénomène pério
dique qui se propage à la vitesse de la lumière ; l 'observateur situé sur la
te r re est en mouvement par rapport à la source et ce mouvement modifie,
par effet Doppler, la période observée à la t e r re par rapport à la période à
l 'émission. A cette modification de la période, qui est liée au déplacement
de la t e r re sur son orbite autour du soleil, et à la rotation de la t e r re sur
eile-rr.ême, s'ajoute une n odification de la phase du puise principal.
Or n^us avons "U, au cours du premier chapitre, l ' importance
d'une connaissance rigoureuse de la phase du puise principal, cette connais
sance est la condition nécessaire pour additionner des résultats obtenus
en des temps et lieux différents. Nous avons aussi fait remarquer que le
référentiel choisi pour l'étude de cette phase était centré .^r la barycentre
du système solaire ; ceci nécessite de transformer les temps d 'arr ivée
des photons au lieu d'observation (temps topocentriques) en temps de passage
de ces photons au niveau du barycentre du système solaire (temps hélio-
barycentriques).
Bien entendu il est toujours possible de rechercher l 'émission
du Pulsar NP 0532 en se basant uniquement sur les temps topocentriques ;
cette méthode de recherche est utilisée en radio, optique et X car dans
ces domaines d'énergie la structure du pulsar peut être mise en évidence
au cours d'une observation de courte durée. Mais cette méthode topo-
centrique est t rès limitée lorsqu 1 il s'agit de rechercher un phénomène qui,
comme c'est le cas en astronomie gamma, est d'une part peu intense et
d'autre part noyé dans un important bruit de fond ambiant. Il faut pouvoir
additionner plusieurs observations à statistique faible pour essayer de
mettre en évidence le phénomène recherché. La limitation de la méthode
topocentrique est l ' impossibilité de connaître à priori à quel instant est
attendu le puise principal, et donc il est impossible d'additionner en
phase les résultats obtenus au cours de plusieurs vols indépendants.
I
- 108 -
Nous avons analysé nos premiers vols, réal isés en 1969, en
utilisant cette méthode topocentrique. Aucun des vols ne faisant apparaître
avec évidence la structure du pulsar ; nous avons été amenés à développer
une autre méthode de recherche de pulsation permettant d'additionner en
phase, nos données. Cette méthode basée sur une détermination à priori
de la position de la phase, nécessite une collaboration avec les observa
tions radio ou optique qui observent régulièrement le Pulsar NP 0532 et
en dressent les éphémé''ides . Les collaborations que nous avons établies
se sont faites en deux temps ce qui nous a conduit à développer deux
méthodes d'analyse :
- une méthode héliocentrique pour les vols réal isés en 1969
- une méthode héliobarycentrique pour les vols réal isés en
1970 et 1971.
Nous allons maintenant expliciter ces deux méthodes.
I - METHODE HELIOCENTRIQUE
Afin de pouvoir additionner les résultats obtenus au cours de
plusieurs vols répart is sur quelques mois, il est nécessaire de connaître
pour chacun des histogrammes cbtenus la position du puise principal.
I-a. Méthode utilisée
Nous avons vu que les formules permettant l 'extrapolation de la
période et de la phase du pulsar, ne s'appliquent rigoureusement qu'à
des temps héliobarycentriques. Dans une première étape nous avons
transformé nos temps topocentrique s t _,, en temps héliocentrique s t , T. H
c 'es t -à -d i re en temps de passage des photons au niveau du centre du soleil (schéma III,). o
»
9
- 109 -
Terre
SCHEMA H I ,
Cette transformation a été faite en utilisant les éphémérides du
soleil dans le système de coordonnées équatoriales 1950,0 , publiées
par le Bureau des Longitudes dans "La connaissance des temps". Les
temps heliocentriques obtenus, T , diffèrent des temps héliobarycen-ri
triques, T d'environ t seconde ; mais cette différence varie t rès
lentement ; ainsi au cours d'une observation qui dure 4 heures la dif
férence entre T T J et T ne varie que de 0, 5 milliseconde. Nous pourrons
donc nppliquc-r directement aux temps heliocentriques une période bary-
centrique sans correction supplémentaire. En divisant chaque temps T H
par la période barycentrique P (T ), c ' es t -à -d i re par la période rJ H
barycentrique existant au temps T , nous obtenons la phase associée à H
chacun des temps T . Ces phases ne sont que des phases relatives qui
indiquent quelles sont les phases des événements les uns par rapport
aux autres : ces positions relatives sont très précises ( l ' e r reur étant
- 110 -
au plus égale à 0, 5 milliseconde). Nous répart i rons ces phases dans
des canaux obtenus par segmentation de la période. Le nombre de
canaux est imposé par la précision du marquage en temps des événe
ments. Arrivés à ce stade de l 'analyse nous ne pouvons pas dire dans
quel canal le puise princ'pal devrait ê tre présent, car nous ne connais
sons pas la phase réelle de nos temps ; mais il suffit de connaître la
phase réelle d'un seul de ces temps puisque les phases relatives de
l 'ensemble des temps sont calculées avec une t rès bonne précision par
notre méthode. Pour déterminer la position du puise principal dans cha
cun de nos histogrammes, nous avons sollicité l 'aide de radioastronomes
(PETTENGILL, ROBERTS, RANKIN de l 'Observatoire d'ARECIBO), qui
possédaient un programme de calcul tranatormant les temps topocentri-
ques en temps héliobarycentriques. Pour chacune de nos observations
nous avons choisi une dizaine de temps topocentriques, répart is sur
toute la durée de l 'observation ; à chaque temps était associée la posi
tion de l 'expérience dans un système de coordonnées géocei^triques.
Les radioastronomes ont alors calculé les temps héliobarycentriques
correspondant aux temps topocentriques que nous leur avions communi
qués. En divisant ces temps héliobarycentriques T par la période B
barycentrique P (T ) nous obtenons directement les phases de ces B B
temps T par rapport au puise principal . Or nous connaissons dans B
quels canaux de notre histogramme se trouvent les phases relatives
associées à ces temps T p r i s comme échantillons : il est alors facile B
de déduire dans quel canal de l 'histogramme se trouve le puise principal.
II - b. Résultats
Les résultats obtenus avec cette méthode portent essentiellement
sur les observations faites en 1969. Les paramètres utilisés pour la
recherche de pulsation et les résultats ont faits l'objet de publications :
(VASSEUR,1971jLERAY, 1972).
Pour la recherche de pulsation, seuls ont été retenus les événe
ments du type " paire électron-positron", appartenant aux vols 5 et 7.
- I l l -
La figure IÏI . représente la distribution des phases associées aux
événements. La période du pulsar a été découpée er 12 canaux; la largeur
d'un canal correspond à la précision du marquage en temps (+1 ,5 mil l i
seconde, environ). Les flèches indiquent les positions des pics pr imaires
et secondaires telles quelles ont été calculées par les radioastronomes
du "Arecibo Ionospheric Observatory". Les événements ont été sélec
tionnés en fonction de l'angle 0 que fait leur direction par rapport à la
direction du pulsar.
Sur la figure III ,
l'hi stogramme
a) correspond à P^-20"
b) correspond à 0 Û 4 £ < 20 e
c) correspond à 0°< 9 0 2 °
i Le choix des angles 9 a été guidé par la précision angulaire de recons
truction des directions d 'arr ivée des gamma détectés. Nous avons vu
au chapitre II qu'une source ponctuelle de gamma détectée par notre
expérience subit après reconstruction des directions d 'arr ivée des
g a m ^ a qu'elle a émis, une dispersion qui suit la loi de Gauss. Cette
dispersion est telle que si nous voulons incorporer dans nos analyses
environ 95 % des gamma émis par cette source,nous devons choisir un
cOne d'observation d'ouverture D égale à :
- 20° pour des gamma d'énergie supérieure à 20 MeV
- 12° pour des gamma d'énergie supérieure à 50 MeV
sachant que le seuil d'énergie de notre détecteur est 20 MeV nous pouvons
dire que l 'histogramme -a - de la figure ITI correspondant à &^20°, 1 o
ne contient aucuii gamma provenant du Pulsar . L'analyse de la figure III .
fait apparaître la présence d'une émission puisée de gamma présentant
les caractérist iques du pulsar NP 0532, dans les histogrammes - b - ot
- c - . Dans l 'histogramme -a - l 'absence de toute accumulation corrélée
avec les pics renforce les résultats observés en - b - et - c - , puisque le
P S
inn ,N 1 1 J » ry— V.
80
60
~Yû ~Yû 3 i 4 , 5 , b , 7 : •- , 9 , 10 Ay,.\7.
6 •> 20°
120
100 _
0 °<8 <20°
60
i N
Y/A .
»
i i
^
^
40
i N
Y/A .
»
i 5 . i i . , 10
^
^
0°< 9 < 12 °
Figure 1J6 Histogrammes des phases associées aux X observes dans les vols 5-7
P,etS, indiquent la position du pulse principal, P, et secondaire^S, déduite des observations Radio et optique. La zone hachurée représente lo fraction de période prise comme référence pour le bruit de fond
- 113 -
phénomène recherché disparaît lorsque les événements analysés n ' incor
porent presque plus de photons gamma provenant de la source.
Nous pouvons essayer d'évaluer la probabilité d'apparition de
Z accumulations dans 2 canaux désignés d'avance, les canaux 4 et 9. Dans
l 'histogramme - b -
. l'accumulation du canal 4 p la probabilité P = 0,008 P
d'être dû à une fluctuation
. l 'accumulation du canal 9 a la probabilité P =0 .13 r s
d'Stre dû à une fluctuation
On peut dire que l'apparition des 2 accumulations a une probabilité
P = 0, 008 x 0, 13 GiQ, 001 d'être dû à des fluctuations du bruit-
Le même raisonnement appliqué à l 'histogramme - c - aboutit aux nroba-
bilités :
P = 0, 06 P
P = 0, 16 s
P ^ = P x P ^ 0, 01 T p
Le résultat obtenu avec ces deux vols n 'est qu'une indication de la présen
ce d'une émission puisée de photons gamma en provenance du pulsar
NP 0532.
II - METHODE HELIOBARYCENTRIQUE
La collaboration engagée avec les radioastronomes du A. I. O.
a été étendue a un groupe du S. A. O. -HARVARD. Ceci nous a permis
d'obtenir d'une part les éphémérides complètes du système solaire,
d 'autre part un programme de calcul qui permet de transformer un
Lemps topocentrique en un temps héliobarycentrique grâce à l 'utilisation
de ces éphémérides.
- 114 -
Il-a. Méthode utilisée
.Le travail s'effectue en deux étapes :
l ) - les temns topocentriques T associés aux photons enregistrés sont
transformés en temps héliobarycentriques T , c ' es t -à -d i re en temps B
de passage du photon au niveau du barycentre, B, du système solaire,
lors de son trajet Pulsar-dctecteur gamma : schéma III .
SCHEMA H I 7
l)- Grâce aux observations faites régulièrement par le A. I. O. et le
S, A. O-HARVA.RD, nous pouvons obtenir les éphémérides du Pulsar .
Ces tpiiémérides se traduisent par un polynôme du 3ème degré, du 2 3
type N = E + At + Bt + Ct qui permet de calculer la phase de l'événement gamma par rapport au pic principal.
- 115 -
Cette méthode permet l'addition en phase d'observations faites
à des époques différentes. Les observations du Pulsar NP 0532 effectuées
en 1970 et 1971 ont été analysées suivant cette méthode.
II-b. Résultats
D. ji. vols ont été réal isés en 1970 et deux autres en 1971. Les
résultats de ces quatre derniers vols en ce qui concerne l'étude du
Pulsar NP 0532 et de la Nébuleuse du Crabe, ont fait l'objet d'une publi
cation (PARLIER,1973). Cette publication contient tous les paramètres
utilisés pour la recherche du Pulsar NP 0532, et résume les ca rac té r i s
tiques de chaque vol. Nous présentons, sur la figure III , les histo
grammes obtenus en additionnant ces quatre derniers vols analysés
suivant la méthode heliobarycentrique. L'étude de ces histogrammes
fait apparaître les résultats suivants :
l ) - l 'histogramme des gamma arrivant d'une direction t rès
différente de celle du Pulsar ( & ^ 20°) ne présente aucune
accumulation d'un niveau statistique supérieur à une dévia
tion standard, dans les canaux où les pics sont attendus.
2)- Les histogrammes - b - et - c - mettent en évidence l 'existence
d'un pic principal. Le pic secondaire quant à lui est totalement
absent dans le canal où normalement il est attendu.
III - PRESENTATION DE L'ENSEMBLE DE NOS RESULTATS
TU -a Histogrammes du Pulsar
Nous avjns utilisé deux méthodes pour analyser nos données :
ces deu?. méthodes sont équivalentes. Nous avons en effet analysé à
nouveau les données des vols de 19&9 e n utilisant cette fois la méthode
heliobarycentrique : les histogrammes obtenus sont à peu de chose près
identiques à ceux obtenus par la méthode héliocentrique.
Nous pouvons additionner en phase l'ensemble de nos 6 vols
puisque pour chacun la position du puise principal à l ' intérieur de l 'h i s
togramme des phases est connue.
4 L'addition est réalisée par superposition des 2 histogrammes
faisant coi'ncider les canaux où le puise principal est attendu. Les
• * • J I 1 •
B ? 20
•= 250 .
230
E 210
I" J i
f-JLii
'M 3 , * 8 . 9 , 10 W/ 'M 3 , *
1 LJ , 5 , 6 , 7 , 8 . 9 , 10
W/
0"< 9 < 20°
YX/A 3 i I , 5 , 6 . 7 , 8 , 9 i 10 V\\/\2/
8° < 9 < 12°
Figure HI-17 Histogrammes des phoses associéas aux ï observées dans les vols 11-13-14-15
- 117 -
h i s t o g r a m m e s de la f igure III r e p r é s e n t e n t , pour chacun, d e s cOnes L o
d ' o b s e r v a t i o n dé jà c h o i s i s , le r é s u l t a t de c e s add i t i ons .
L ' é t u d e de c e s h i s t o g r a m m e s condui t aux c o n c l u s i o n s s u i v a n t e s :
1)- i l e x i s t e une é m i s s i o n p u i s é e de pho tons y qui p r é s e n t e l e s m ê m e s
c a r a c t é r i s t i q u e s de p é r i o d e et de p h a s e , que l ' é m i s s i o n p u i s é e , r a d i o ,
opt ique ou X.
2 ) - Ce t t e é m i s s i o n pu i sée de g a m m a e s t c o n c e n t r é e en m a j e u r p a r t i e
dans le pic p r i n c i p a l . E l l e e s t v i s i b l e dans l e s h i s t o g r a m m e s - b - c-
qui i n t e r c e p t e n t la m a j e u r e p a r t i e d e s g ; m m a é m i s p a r le p u l s a r .
R ien de s e m b l a b l e n ' e s t v i s i b l e dans l ' h i : t o ^ r a m m e - a - où l e s pho tons Y
i s s u s du p u l s a r sont en n o m b r e t r è s n é g l i g e a b l e .
3 ) - Le pic s e c o n d a i r e e s t p r e s q u e i n e x i s t a n t ; p a r c o n t r e l a zone i n t e r -
pic p r e n d de l ' i m p o r t a n c e . Ce p h é n o m è n e e s t s u r t o u t v i s i b l e s u r
l ' h i s t o g r a m m e - c - où le pic s e c o n d a i r e s e m b l e d i lué d a n s la zone
i n t e r - p i c .
Nous pouvons e s s a y e r de ch i f f re r le r a p p o r t i n t e n s i t é du pic
s e c o n d a i r e I , s u r i n t e n s i t é du pic p r i n c i p a l , I . P a r ana log ie avec l e s
c a l c u l s fa i ts en X, nous p r e n d r o n s pour le p ic p r i n c i p a l , le c a n a l 2 et pour
le pic s e c o n d a i r e l e s canaux 6 et 7 qui c o r r e s p o n d e n t à la l a r g e u r de
chacun de c e s p i c s . A p a r t i r de l ' h i s t o g r a m m e - c - de la f igure I I I . 0
1 o nous ob tenons :
I / I = 10/32 = 0 , 3 3
Ce r é s u l t a t e s t t r è s d i f fé ren t de ce que l a i s s a i t s u p p o s e r l ' e x t r a p o
l a t ion faite à p a r t i r d e s o b s e r v a t i o n s X de q u e l q u e s keV à 500 keV (voir
f igure I ). A 50 MeV le r a p p o r t p ic p r i n c i p a l s u r p ic s e c o n d a i r e d e v r a i t
ê t r e s u p é r i e u r ou éga l à 3. Le r é s u l t a t que nous t r o u v o n s , I Q / l— = 0, 3
c o n t r e d i t t o t a l e m e n t ce t t e e x t r a p o l a t i o n
z 170
- a -
6> 20°
_ b -
0°<:8<20o
0°<6 <B°
. i .
0°<8 <6°
Figure JI-1S Somme des vols 5-7-Î1-13-14-15 Histogramme des phases associées aux Y observés
- 119 -
TÏI-b. Calcul du flux émis par le Pulsar NP 0532
Ce flux est calculé à part ir des données de la deuxième série
de vols (vols 14 et 15). Pour faire un calcul homogène avec celui effectué
pour le flux de la Nébuleuse, nous avons utilisé les photons tf observés
dans le cône de 5° centré sur le Crabe, pour réal iser un histogramme
des phases de ces photons. De cet histogramme il résulte que seul le
pic principal sort du bruit de fond. Le nombre de photons attribués à ce
pic est :
N (9 = 5°) = 8 + 4 P
Le pulsar NP 0532 étant une source ponctuelle observée proche de l'axe
du détecteur, nous pouvons considérer que les photons "£ reçus de la source
puisée sont, après reconstruction, d ispersés suivant une distribution
gaussienne identique à celle observée pour la source continue puisque
les spectres sont les mêmes .
Ceci implique que N ( 6 = 5") ne représente que 68 % des
gamma réellement enregis t rés dans le détecteur. Donc :
N = N P ' 6 = 5 ° ) = 12 + 6 P 0,68
Ce nombre N représente le nombre de gamma réellement P
enregistré dans le détecteur.
Le flux déduit est :
4 ^ , ( E v > 20 MeV) = (3 + 1, 5) l u " 5 photons (cm 2 , s ) " 1
•*• Pulsar J
Il faut bien noter que ce flux représente uniquement le flux
émis par le pic principal du Pulsar NP 0532,
- 120 -
Nous avons trouvé à la suite de nos expériences, un flux
provenant de la Nébuleuse , égal à :
4 -X Né
(E^ >• 20 MeV) = ( 9 + 3,5) 10~ photons (cm 2 , s ) " 1
buleuse (f
La comparaison de ce flux avec celui du Pulsar indique un fort taux de
pulsation associé au pic principal. Nous avons en effet :
1 Pulsar ' x Nc'buleus 3 i 1 ' 5 = 0 , 3 + 0 . 2 9 + 3, 5
IV COMPARAISON DE NOS OBSERVATIONS AVEC LES AUTRES
RESULTATS,
Nous venons de voir les résultats obtenus par le groupe d 'astrono
mie gamma de Saclay. Ces résultats font apparaître une évolution de la
structure de l 'émission puisée à partir de 10 MeV (disparition du pic
secondaire).
D'autres laboratoires ont observé le Pulsar NP 0532 dans le
domaine d'énergie des gamma. Il est donc t r è s intéressant de comparer
leurs résultats aux nôtres, puis de comparer l 'ensemble des résultats
gamma aux résultats obtenus dans les autres domaines d'énergie, princi
palement en X.
a - ensemble des résultats observés en rayonnement ~$ sur le pulsar
b - comparaison rayonnement V - rayonnement X
IV a. Ensemble des résultats observés en rayonnement V sur NP 0532
Nous avons vu, chapitre I-A, qu'il est possible depuis 2 ans,
d'obtenir à chaque instant une connaissance précise de la période et du
pulsar NP 0532.
- 121 -
En conséquence, parmi les expériences d'astronomie gamma
qui ont étudié le pulsar, nous avons retenu celles qui ont :
1 - effectivement utilisé cette connaissance à priori, de la
phase
2 - effectué un marquage en temps de leurs événements t rès
précis ( <-J 1 ms)
3 - observé le pulsar dans un domaine d'énergie comparable
entre 10 MeV et 1 GeV environ.
Deux groupes ont fait des observations à part ir de ballons stratosphériques
en utilisant des détecteurs semblables à celui de Saclay.
Ils ont mis en évidence l 'existence d'une émission puisée de photons
gamma, ayant les caractérist iques du Pulsar NP 0532 (Kinzer, 1971 ;
Kinzer, 1973, Albats , 1972). Chaque groupe a effectué la recherche
de pulsation suivant une procédure identique à celle que nous avons
utilisée :
- marquage en temps des événements avec une précision au
moins égale à 1 ms
- extrapolation de la période et de la phase à part ir d 'observa
tions radio ou optiques permettant de savoir, à priori , dans quel
canal le pic principal doit se trouver.
Nous représentons figure HI les résultats obtenus indépendamment
par chacun des laboratoires. La période du pulsar a été divisée en 11 canaux,
le canal numéro 2 correspondant au puise principal.
L'angle d 'ouverture, 6 , du cOne centré sur la direction du
Pulsar, et contenant les gamma retenus pour l 'analyse, est t rès semblable
pour les 3 expériences (10°, 15*, 12°) et suffisamment grand pour incor
porer la majeure partie des gamma émis par le pulsar.
P S N
* • 70
bO
50 T
40
1
L
2 , 3 * . 5 , 6 , 7 <•*<
200 ,N J 1
190
180
170
160
150 " l
1
- •-i
I 1 1 //
10- 200 MeV 6<l0°
[KINZER 1971 ]
. b .
10 - 30 MeV
6 -=15°
[ALBATS 1972]
> 20 MeV 0 ^12° [PAR LIER 1973]
Figure 111-19 Observations du Pulsar NP 0532, effectuées par 3 groupes d'Astronomie y
- 123 -
Le r é s u l t a t c o m m u n aux t r o i s o b s e r v a t i o n s e s t l a p r é s e n c e
d 'un pic p r i n c i p a l ; le pic s e c o n d a i r e e s t t r è s peu v i s ib l e ( h i s t o g r a m m e s
- a - et - c - ) ou m ê m e p a s du tout ( h i s t o g r a m m e - b - ) . Il a p p a r a i t donc
de p lu s en p lus évident que dans le d o m a i n e d ' é n e r g i e d e s pho tons y I e
P u l s a r p r é s e n t e une c a r a c t é r i s t i q u e t r è s i m p o r t a n t e : l ' e x i s t e n c e d 'un
seul pu i s e , l e second é tant d i lué dans l a zone i n t e r p u i s e .
P o u r chacun d e s t r o i s r é s u l t a t s p r é s e n t é s s u r l a f i gu re III y
nous s avons à p r i o r i que l e p u i s e p r i n c i p a l doit se t r o u v e r dans l e
cana l n u m é r o 2. Ceci nous p e r m e t d ' a d d i t i o n n e r l e s 3 r é s u l t a t s s a n s
a m b i g u ï t é en fa i sant cot'ncia-jr l e s canaux où le p u i s e p r i n c i p a l doit
n o r m a l e m e n t ê t r e p r é s e n t . C e t t e addi t ion , p r é s e n t é e s u r l a f igure III ,
r end e n c o r e p lus é v i d e n t e s l e s c o n c l u s i o n s que nous av ions d é d u i t e s
de nos o b s e r v a t i o n s . A u - d e s s u s de 10 MeV nous pouvons d i r e que :
- l e pic p r i n c i p a l e s t l e p lus i m p o r t a n t
- l e pic s e c o n d a i r e d i s p a r a f t au prof i t d 'une zone i m e r - p i c
qui c o n s e r v e un n iveau de c o m p t a g e s u p é r i e u r à l a m o y e n n e .
Une o b s e r v a t i o n r é c e n t e r é a l i s é e à l ' a i d e du s a t e l l i t e
d ' a s t r o n o m i e g a m m a SAS-2 c o n f i r m e l ' e x i s t e n c e d 'une é m i s s i o n p u i s é e
a u - d e s s u s de 35 M e V ( K N I F F E N , 1974) l ' h i s t o g r a m m e du p u l s a r ob tenu
e s t p r é s e n t é f igure III . Nous r e m a r q u o n s la p r é s e n c e des deux p i c s ,
p r i m a i r e et s e c o n d a i r e . C o n t r a i r e m e n t aux o b s e r v a t i o n s fa î t es en
bal lon, l e s deux p i c s ont la m ê m e a m p l i t u d e , cependan t l ' i m p o r t a n c e
du pic s e c o n d a i r e n ' e s t p a s ce l l e que l a i s s a i t p r é v o i r l e s o b s e r v a t i o n s X.
N
390 1 1
I 370 -
1
o 350
>- 33û -
m 310
g . . o
J 290 a. g . .
<M 270
pic prir
1 _ - J 'À W ^ a?
pic prir
Ift^hftÉHMt ifl~*M 1lÉTÉibi'in^^^^^i^^U^ "i fn
- 250
E o c
pic prir ci pal pic secondalr
Zone de référence e pour ie bruit
tfj fond
z 1 , 2 , 3 , 4 , 5 . 6 , 7 , 8 , 9 , 10 . 11
Figure JH-20 Histogramme obtenu en addi t ionnant les 3 observations présente'es Figure ffi-19
- 125 -
Ê o •5 X a
«1
<. E o c
F i g u r e I i ï -21 Observation du Pulsar NP 0532 effectuée
par le satellite SAS-2
En ce qui concerne le taux de pulsation, l 'observation réalisée par
SAS-2 vient renforcer et préciser lesrésul ta ts obtenus en ballon dans
le domaine d'énergie des gammas. De la comparaison des flux calculés
pour le Pulsar et pour l 'ensemble Nébuleuse-Pulsar, il ressor t que
le taux de pulsation est égal à : +
- 0, 4 - 0, 2 au-dessus de 30 MeV
- 0, 7 - 0, 3 au dessus de 100 MeV
Ces taux de pulsation sont t rès élevés en regard de ceux observés
dans le domaine d'énergie des X.
- 126 -
IV - b - COMPARAISON DES RAYONNEMENTS ^ ET X
.La c o m p a r a i s o n d e s r é s u l t a t s ob t enus en rayoi neme*r. X
e! er. r a \ onnemen t g a m m a m e t en évidence 3 t r a i t s i m p o r t a n t s du
P u l s a r N P 0532.
1. Le pul. .e p r i m a i r e es t t o u j o u r s p r é s e n t et sa l a r g e u r ,
qui n ' e x c è d e r a s 2 m i l l i s e c o n d e s , v a r i e t r è s peu en fonction de l ' é n e r g i e .
2. Le p u i s e s e c o n d a i r e v a r i e en fonction de l ' é n e r g i e
il v a r i e en a m p l i t u d e
. il v a r i e en l a r g e u r
3. Le taux, de pu l sa t i on a u g m e n t e a v e c l ' é n e r g i e .
Les f i g u r e s I I I - , et III r é s u m e n t la c o m p a r a i s o n des
d i f f é r e n t e s obse rva t ions g a m m a eL X. La f igure I I I , , r e p r é s e n t e
r é v o l u t i o n du r a p p o r t i n t e n s i t é du p u i s a s e c o n d a i r e , I s , s u r l ' i n t e n s i t é
du oie p r i n c i p a l , Ip, en fonct ion de l ' é n e r g i e . L ' e x t r a p o l a t i o n des
r é s u l t a t s X l a i s s a i t p r é v o i r une p r é d o m i n a n c e du p u i s e s e c o n d a i r e
dans le d o m a i n e d e s V (à 1 00 MeV le r a p p o r t a t t endu Is / Ip —5).
O r l e s r é s u l t a t s obtenus en i m m a ne font a p p a r a î t r e qu 'un r a p p o r t
I s / l p — 1. C e t t e d i v e r g e n c e es t le s igne d'un c o m p o r t e m e n t différent
sui t de l ' é m i s s i o n p u i s é e soit de l ' é m i s s i o n con t inue de la n é b u l e u s e
à p a r t i r du d o m a i n e d ' é n e r g i e d e s pho tons ^ .
La f igure HI^, r e p r é s e n t e l ' évo lu t ion du taux de p u l s a t i o n
en fonction de l ' é n e r g i e . Il a p p a r a î t év ident qu ' à p a r t i r de 100 MeV,
la quas i t o t a l i t é des ^ é m i s p a r l ' e n s e m b l e N é b u l e u s e - P u l s a r , le sont
sous f o r m e d 'une é m i s s i o n p u i s é e p r é s e n t a n t l e s c a r a c t é r i s t i q u e s du
P u l s a r N P 0532. Le s p e c t r e de l ' é m i s s i o n p u i s é e p r é s e n t e une e x c e l
len te cont inu i té depuis 1 keV j u s q u ' à 1 GeV (f igure III. 24), et peut ê t r e
r e p r é s e n t é p a r la loi de p u i s s a n c e su ivan te :
d_N d E = 0. 7 E " 1 , ° 5 k e V ( c m 2 . s. k e V ) " 1
d £
W I P
© -
I
© RAPPAPORT 1971
@ BOCLET 19/0
Q) FLYOD 1969
© SMATHEXÇ, 1971
© KURFE55 1971
® HILUER 1970
® Experiences Ï _ billons
(D KNIFFEN 1974.
i Hkev 100 kev !MeV lOMeV 100 MeV Energie
Figure HI- 22 Evolution du rapport intensité' du pic secondaire, Is, sur intensité' du pic primaire , Ip, en fonction de l'e'nergie
0,01
<JT
} H ® +-@
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©
<®
© © © © © © (B)
®
RAPPAPORT 1971 FRITZ 1971
DUCROS 1970 _b BOCLET 197D
FLOYD 1969
SMATHERS 1971 BRINI 1971 KURFESS 1971 KNIFFEN 1974 Nos résultats
^ ~
W 3
Energie 10kev 100 kev 1 Mev 10Mev ICO Mev
F i g u r e J I - 2 3 Involution du taux de pulsation, P; en Fonction de l 'énerg ie
>
© RAPPAPORT 1971
© FRITZ 1969
<3> DUCROS 1970-b
« FISHMAN 1969
© KURFESS 1971
© ORWICr 1971
@ KINZER 1973
<8> ALBATS 1972
9) BROWNING 1971
® Me BREEN 1973
* Nos résultats (PARLIER 1973
KNIFFEN 197^
®^1X
i o 3
Ï
E CkevJ
Figure HI-24 Spectre d'energre du Pulsar NP 0532
- 1 3 0 -
Il c o n v i e n t d o n t d e p r é c i s e r c e q u i c o r r e s p o n d à l ' é m i s s i o n c o n t i n u e .
E n e f f e t , t a n t q u e l ' é m i s s i o n p u i s é e n e r e p r é s e n t e q u ' u n e f a i b l e p a r t d e
l ' é m i s s i o n c o n t i n u e fl %p e n r a d i o e t o p t i q u e , 1 à 10 % e n X) on p e u t
d i r e q u e l ' é m i s s i o n c o n t i n u e o b s e r v é e r e p r é s e n t e l ' é m i s s i o n d e l a
N é b u l e u s e p a r c o n t r e e n v où. l e t a u x d e p u l s a t i o n a t t e i n t 7 0 % à
1 0 0 °'o d e l ' é m i s s i o n c o n t i n u e t o t a l e , l ' é m i s s i o n d u e à l a N é b u l e u s e
n e r e p r é s e n t e q u ' u n e f a i b l e f r a c t i o n . N o u s a l l o n s d é t e r m i n e r c e t t e
f r a c t i o n .
IV - ç - S P E C T R E D E L A N E B U L E U S E DU C R A B E A U - D E S S U S D E 2 0 M e V
1. O b s e r v a t i o n s : L e s r é s u l t a t s o b t e n u s p a r l e g r o u p e
d e S a c l a v s o n t l e s s u i v a n t s :
- é m i s s i o n c o n t i n u e t o t a l e ( E y > 2 0 M e V ) : I = 9 + 3 , 5 10 p h o t o n / c m . s.
- 5 2 - é m i s s i o n du p u i s e p r i m a i r e ( E > Z 0 M e V ) I = 3 + 1 , 5 10 p h o t o n / c m , s.
« P P
r a p p o r t s e c o n d a i r e / p r i m a i r e 0,4 PP
L ' é m i s s i o n p u i s é e { p u i s e p r i m a i r e ~ p u i s e s e c o n d a i r e ) e s t é g a l e à
I = I r 0 , 4 I P P P P P
d ' o ù 1 ^ 4 , 2 10 p h o t o n / c m ' , s
L ' é m i s s i o n d e l a X é b u l e u s e e s t é g a l e à
I = 1 - I = 4 , 8 1 0 ' p h o t o n / c m .
L e s o b s e r v a t i o n s r é a l i s é e s p a r l e s a t e l l i t e S A S II o n t d o n n é l e s r é s u l t a t s
s u i v a n t s
E Y > 35 M e V o
I = 1 5, 8 1 0" p h o t o n / c m . s.
I „ = 6, 2 1 0 " 6
d ' o ù I 9 , 6 1 0 "
E > 1 0 0 M e V I T = 3 , 2 10
I = 2 , 2 10"
'N = 1 10 - 6
- 131 -
2 . C a l c u l du s p e c t r e
N o u s f a i s o n s l ' h y p o t h è s e q u e l e s p e c t r e d i f f é r e n t i e l d ' é m i s s i o n
e s t d e l a f o r m e :
dN ~ " 2 - 1 — , = K E p h o t o n ( c m . s . k e V ) d E
L e s p e c t r e i n t é g r a l e s t a l o r s d o n n é p a r l ' e x p r e s s i o n s u i v a n t e :
(r-n K. r, , . , 2 , - 1 X ( E f > E ) = ^ — ; E p h o t o n ( c m . s )
T o u s a l l o n s à p a r t i r d e s o b s e r v a t i o n s d é t e r m i n e r K e t Y
P o u r l ' é n e r g i e E v > 2 0 M e V n o u s a v o n s o b s e r v é :
X ( E „ > 2 0 M e V ) = 4 , 8 1 0 " p h o t o n ( c m ' ! . s ) "
J , - u- ( Y - l ) x 4 , 8 1 0 5
d ou K -(loV**- 1*
P o u r l ' é n e r g i e E „ > 1 0 0 M e V n o u s a v o n s :
N ( E - v > 1 0 0 M e V ) = 1 0 _ b p h o t o n ( c m 2 , s ) " 1
c e c i n o u s p e r m e t d e d é t e r m i n e r y* p u i s K. N o u s o b t e n o n s 0 -A
Y = 3 , 4 K - 2 10 "
et l e s p e c t r e d e l a N é b u l e u s e du C r a b e à p a r t i r d e 2 0 M e V e s t r e p r é s e n t é
p a r la l o i s u i v a n t e :
^ ~ - - 2 1 0 6 E " 3 ' 4 p h o t o n ( c m 2 , s . k e V ) " 1
q u e l ' o n p e u t e x p r i m e r e n c o r e a i n s i :
^ 7 7 d E = 2 1 0 6 E " 2 ' 4 k e V ( c m 2 . s . k e V ) " 1
d E
L a p e n t e d e c e s p e c t r e ( - 2 , 4 ) e s t t r è s d i f f é r e n t e d e c e l l e o b s e r v é e e n
X ( - 1, 2 ) . Il e s t é v i d e n t q u ' à p a r t i r du d o m a i n e d ' é n e r g i e d e s v
( E Y > 2 0 M e V ) l ' é m i s s i o n d e l a N é b u l e u s e d u C r a b e p r é s e n t e u n e
b r u s q u e d é c r o i s s a n c e , a l o r s q u e l e s p e c t r e d ' é m i s s i o n du P u l s a r
d é c r o i t r é g u l i è r e m e n t d e p u i s l e s X j u s q u ' a u x y / l a p e n t e d e c e
s p e c t r e é t a n t é g a l e à - 1 e n v i r o n . N o u s a l l o n s e s s a y e r d e d é g a g e r
q u e l l e s i n c i d e n c e s p e u v e n t a v o i r c e s r é s u l t a t s e x p é r i m e n t a u x s u r
l ' é t u d e d e s p r o c e s s u s d ' é m i s s i o n ^ , l a s o u r c e .
- 132 -
n - CONFRONTATION DES RESULTATS E X P E R I M E N T A U X ET DES
PROCESSUS D'EMISSION
I - P A R A M E T R E S DECRIVANT LES SOURCES ETUDIEES
I - a La N é b u l e u s e du C r a b e
P o u r les c a l c u l s que nous s e r o n s a m e n é s à f a i r e nous c o n s i
d é r e r o n s la N é b u l e u s e du C r a b e c o m m e une s p h è r e .
- r ayon de la s p h è r e : 1 p a r s e c
- d i s t a n c e de la Nébu l euse ; d - 2 k i l o p a r s e c
- c h a m p m a g n é t i q u e diffus éga l à : 7, 5 10 g a u s s
I - b Le P u l s a r NP 0532
Le m o d è l e le p lu s c o m m u n é m e n t a d m i s e s ' celui déve loppé
p a r GOLD (GO L P 1969). Le P u l s a r est cons t i t ué d 'une é t o i l e à n e u t r o n s
en ro t a t ion . Sa m a s s e es t éga le env i ron à 1 m a s s e s o l a i r e . L a p é r i o d e
de ro ta t ion est cga leà . 33 m i l l i s e c o n d e s . Dans son m o u v e m e n t de r o t a t i o n
l ' é t o i l e e n t r a i n e un t r è s for t champ m a g n é t i q u e de type d i p o l a i r e ;
ic-tte coronat ion est ef fect ive j u s q u ' à une d i s t a n c e d ' e n v i r o n 1500 k m
de l ' é to i l e , au delà les l ignes de c h a m p s sont o u v e r t e s .
L ' axe m a g n é t i q u e et l ' a x e de r o t a t i o n Torment e n t r e eux un
ang le tel que pour un o b s e r v a t e u r convenab l emen t p l a c é il e s t p o s s i b l e
d ' o b s e r v e r s u c c e s s i v e m e n t l'un et l ' a u t r e pôle de la m a g n é t o s p h è r e .
Nous avons s c h é m a t i s é s u r la f igure HI ? I - la conf igura t ion de l ' e n s e m b l e
étoi 1 e - m a g n é t o s p h è r e . Si l 'on a d m e t que le r a y o n n e m e n t o b s e r v é es t é m i s
aux p ô l e s de la m a g n é t o s p h è r e . a l o r s la pu l sa t ion es t s i m p l e m e n t due au
fait que l ' o b s e r v a t e u r ne voit p a s s e r chacun des p ô l e s que pendant une
t r a c t i o n de p é r i o d e .
Depu i s le d o m a i n e d ' é n e r g i e d e s o n d e s r a d i o , j u s q u ' à ce lu i
d e s pho tons V , l e s o b s e r v a t i o n s sou l ignen t la f i n e s s e du p u i s e p r i m a i r e
dont l a l a r g e u r n ' e s t que 1 à 2 m i l l i s e c o n d e s . C e t t e l a r g e u r t r a d u i t d i r e c
t e m e n t l ' o u v e r t u r e du cône d ' é m i s s i o n qui " é c l a i r e " l ' o b s e r v a t e u r à chaque
ro t a t i on .
cl5 ox* cl* rotation ».
con» d »mi» i ion
ax* magnétique
étoile a neutrons
F i g u r e 111-25 Schéma du Pulsar NP 0532
- 134 -
La p é r i o d e du P u l s a r é tan t éga le à 33 m i l l i s e c o n d e s , il s ' e n s u i t que
l ' o u v e r t u r e du cône d ' é m i s s i o n du p u i s e p r i m a i r e es t é g a l e à -" 1 5 : -,
Les c o m p a r a i s o n s de p h a s e e n t r e l e s p u i s e s p r i m a i r e s , r ad io , o p t i q u e ,
X et v [l'ont r é v é l é aucun d é c a l a g e de p h a s e s u p é r i e u r e à la p r é c i s i o n
du m a r q u a g e en t e m p s , p r é c i s i o n qui é ta i t d 'une m i l l i s e c o n d e pour l e s Y
Cec i s ignif ie que s ' i l y a d é p h a s a g e de l ' é m i s s i o n en fonction de l ' é n e r g i e ,
ce d é p h a s a g e es t i n f é r i e u r à 1 m i l l i s e c o n d e et donc i n f é r i e u r à la l a r g e u r
flu p u l s e p r i m a i r e . Nous pouvons donc d i r e que le r a y o n n e m e n t a s s o c i é
au p u i s e p r i m a i r e es t é m i s , à t ou t e s l e s é n e r g i e s o b s e r v é e s , à l ' i n t é r i e u r
du m ê m e cône.
Les o b s e r v a t i o n s ont m o n t r é l ' e x i s t e n c e de 2 p u i s e s d i s t a n t s
de 1 i m i l l i s e c o n d e s a l o r s que la d e m i - p é r i o d e du P u l s a r es t é g a l e à.
16, 5 m i l l i s e c o n d e s . P o u r le p u l s a r nous r e t i e n d r o n s l e s v a l e u r s
s u i v a n t e s :
- p é r i o d e T = 33 m i l l i s e c o n d e s
- r ayon de l ' é to i l e à n e u t r o n s : 10 km
- ch amp m a g n é t i q u e : au niveau de l ' é t o i l e H = 1 0 g a u s s r 3
à la d i s t a n c e r de l ' é t o i l e H - H n ( —o) r ° r
- rayon du c e r c l e de l u m i è r e : r - 1600 k m
II C A L C U L DE L ' E N E R G I E EMISE
II a - La N é b u l e u s e du C r a b e
Le flux r ad io o b s e r v é e n t r e 10 Hz et 10 Hz suit la loi su ivan t e
F _ ( V ) = 3 , 5 1 0 " 2 1 U " 0 , 2 8 w a t t / m 2 Hz (APPARAO 1973) K.
En tenant c o m p t e de la d i s t a n c e de la N é b u l e u s e nous avons ca lcu lé sa
l u m i n o s i t é r a d i o , LD à la s o u r c e .
- 135 -
7 8 33
E n t r e 10 Hz et 10 Hz L = 10 e r g / s
1 0 8 Hz - 10 9 Hz L = 5 ,25 1 0 3 3 e r g / s
1 0 9 H z - 1 0 1 0 H z L = 2 , 8 5 10 e r g / s K
14 1 5
Les o b s e r v a t i o n s op t iques fa i t es e n t r e 4 10 Hz et 1 0 Hz ont m i s
en é v i d e n c e -in flux opt ique F (JJ ) - 1 , 7 10 U ' e r g / c m . s. Hz.
Ce flux l u m i n e u x r a m e n é à l a s o u r c e c o r r e s p o n d à. une l u m i n o s i t é opt ique 14 15
de la Nébuleuse e n t r e 10 Hz et 10 Hz é g a l e à :
L = 1,4 1 0 3 ' e r g / s
Les o b s e r v a t i o n s X e n t r e 1 keV et 500 keV ont m o n t r é que l ' é m i s s i o n
de la N é b u l e u s e s ' e x p r i m a i t de la m a n i è r e su ivan t e : dN d E = 10 E _ 1 ' " k e V / c m 2 s. keV dE
C e t i c o r r e s p o n d au flu? X
F (M) = 4 , 5 10~ \) ~1' *" e r g / c m 2 , s. Hz
La l u m i n o s i t é X à la s o u r c e est la su ivan t e :
de I 0 1 7 H z à I 0 1 8 H z L = 1, 5 1 0 3 ? e r g / s
1 0 I 8 H z - 1 0 1 9 H z L = 9 1 0 3 6 e r g / s
1 0 l 9 H z - I 0 2 ° H z L - 6 1 0 3 e r g / s
L ' ex t r apo la t i on des o b s e r v a t i o n s X au d o m a i n e d ' é n e r g i e des pho tons V conduit a la l u m i n o s i t é su ivan te :
.36 'Y = 1,6 10 e r g / s
e n t r e 5 1 0 2 Hz ( 20 MeV) et 5 1 0 2 2 Hz (200 MeV). Or l e s o b s e r v a t i o n s
ont abouti au s p e c t r e d ' é m i s s i o n suivant :
~ - d E = Z 10 E " 2 , 4 k e V ( c m 2 . s. k e V ) " ' ( p a r a g r a p h e I V - c . 2)
d 'où h\ (0) = 8, 7 10 |J " ' e r g / c m 2 s. Hz. 0
La l u m i n o s i t é dédu i t e d e s o b s e r v a t i o n s et r a m e n é e à la s o u r c e
devient a l o r s :
L^. = 1 , 8 10 e r g / s
- 1 36 -
Le r é s u l t a t con t red i t la v a l e u r t r o u v é e p a r ext rapoia tL. . i des o b s e r
vat ions X et r e t i c l e le changemen t de pen te dans le s p e c t r e d ' é m i s
sion di- la N é b u l e u s e du C r a b e à p a r t i r de 20 MeV.
il - :> Le P u l s a r .XP 0332
Lr: CiKiOrd a v e c le m o d è l e de GOLD, nous c o n s i d é r o n s que le vo lume
riv. issi l du p u l s a r XP 0532 est dél imite ' p a r deux cônes d ' o u v e r t u r e
1 " envi l'un
Les flux r ad io o b s e r v é s sont les su ivan t s (RANKIX' 1970) 8 -?"> 2
VI V = 10 Hz) = 2 1 0 " e r g ; cm . s. Hz
Ff W = 1 0 9 H z ) = 8 1 0 " 2 5 e r g / c m 2 . S .Hz.
Nous en dédu i sons la loi :
FIV) = 3 ,2 10 " \> ' ' e r g / c m 2 , s. Hz 8 9
La l u m i i o s i t é r a d i o . L , e n t r e 10 Hz et 10 Hz est égal e à : 20
L = 2 1 0 ' e r g / s . Le s p e c t r e opt ique o b s e r v é et c o r r i g é de l 'c ' .bsorption i n t e r s t e l l a i r e K 'KI ; 1969) es t décr. ' t p a r la loi :
F (\l) = 4 , 2 10 23 - 0 , 2 e r g / c m . s. Hz
14 15 La l u m i n o s i t é opt ique du P u l s a r e n t r e 10 Hz et 10 Hz es t éga le à :
32 L = G. 6 10 e r g / s
X.uis avons vu que le s p e c t r e du P u l s a r o b s e r v é en X et Y ( F i g u r e III -24)
es t r e p r é s e n t é p a r la loi de p u i s s a n c e :
4 ^ clE= C;7 E " 1 ' ° 5 k e V / c m 2 s. keV dE
A p a r t i r de ce t t e loi nous avons ca lcu lé la l u m i n o s i t é X et y
du P u l s a r et obtenu les r é s u l t a i s s u i v a n t s :
de ! 0 1 7 H z à 1 0 1 8 H z „34
L x = 3 .6 10 e r g / s
de 1 0 1 8 H z à 1 0 1 9 H z L , = 3, 3 1 0 3 4 e r g / s 19 20 X 34
de 10 Hz à 10 Hz L = 2 , 9 10 e r g / s
de 5 1 0 2 I H z a 5 1 0 2 2 H z L v = 2, 2 1 0 3 4 e r g / s
Nous avons r e g r o u p é s u r la f igure 111-26 l ' e n s e m b l e des r é s u l t a t s
- 137 -
c o n c e r n a n t l ' é n e r g i e é m i s e p a r la N é b u l e u s e du C r a b e et p a r le P u l s a r
N P 0532 en fonction de la f r équence o b s e r v é e . Ce t t e f i eu re sou l igne
la d i f f é rence de c o m p o r t e m e n t de la N é b u l e u s e et du P u l s a r & hau te 19 é n e r g i e ([)^>10 Hz). Nous a l l ons m a i n t e n a n t m e t t r e en év idence
l ' appo r t des r é s u l t a t s Y à l ' é tude de la Nébu l euse et du P u l s a r .
Ill RAYONNEMENT SYNCHROTRON ET RESULTATS E X P E R I M E N T A U X
Le r ayonnemen t r a d i o , opt ique, X de la Nébu l euse du C r a b e
est c o n s i d é r é c o m m e étant un r a y o n n e m e n t s y n c h r o t r o n . (SHKLOVSKY 1953),
{SHKLOVSKY 1966). On admet de m ê m e que le r a y o n n e m e n t opt ique et X
du P u l s a r NP 0532 est d o r i g i n e s y n c h r o t r o n ( T R U M P E R 1970, A P P A R A O
1^71). Nous n;)i:s p l a c e r o n s donc dans l ' hypo thèse d'un r ayo . inemen t
d ' o r i g i n e synch ru tou .
111-a R a p p e l s s u r le r a y o n n e m e n t s y n c h r o t r o n
L ' é m i s s i o n de r a y o n n e m e n t s y n c h r o t r o n p a r un é l e c t r o n
r e l a t i vi :_• L* est fonction à la fois de l ' é n e r g i e de cet é l e c t r o n et de la
va l eu r du champ m a g n é t i q u e dans lequel se d é p l a c e l ' é l e c t r o n . C e s
cfiix p a r a m è t r e s sont r e l i é s p a r la f o r m u l e su ivan t e :
\> -- 4 , 6 1 0 " D H x ( E e ) 2 (GIKZBURG 1965)
où P es t la f r équence h l aque l l e se fait le m a x i m u m de l ' é m i s s i o n m
s y n c h r o t r o n d'un é l e c t r o n
H_L est le champ magné t ique p e r p e n d i c u l a i r e à la t r a j e c t o i r e de
l' él ec t r on
H es t l ' é n e r g i e de l ' é l e c t r o n .
Lu t e m p s c a r a c t é r i s t i q u e au bout duquel l ' é n e r g i e de l ' é l e c t r o n est
r é d u i t e de mo i t i é p a r le r a y o n n e m e n t s y n c h r o t r o n e s t T , /p
T ,n - 5 1 0 8 ~~- (H^ ) _ 1 s e c o n d e (GLNZBURG 1965) "e
P a r la su i t e T-, / s e r a appe lé " d u r é e de v ie s y n c h r o t r o n " .
Nous avons vu (Chap. Ill p a r a g r a p h e 0 -1 1 que le champ m a g n é t i q u e de -4
la N é b u l e u s e du C r a b e es t de 7, 5 10 G a u s s ; ce lui du P u l s a r , au n i
veau du c e r c l e de l u m i è r e es t de 10 g a u s s env i ron . Nous avons donc
ca lcu lé pour des c h a m p s m a g n é t i q u e s c o m p r i s e n t r e c e s deux l i m i t e s
P r n e r e i e E ^ , ( la d u r é e de v ie T des é l e c t r o n s pouvant é m e t t r e ' 1/2
Log LUO
36
29
-i 1 1 1 1 r n 1 1 1 T 1 r
Nébuleuse du Crabe
NP 0532
_i i ' ' I I L-8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 2i
Log g C Hz)
F i g u r e ffl-26 Energ ie émise par la Nébuleuse du Crabe
et par le Pulsar NP 0532
- 139 -
à,i r a y o n n e m e n t sy : ;rhr otr on depuis le doma ine Radio {\J = iO Hz), 22
j u s q u ' a u doma ine «anima ( M - 4 , 8 10" Hz). La f igure 111-27
r é s i n e l ' e n s e m b l e des ca l cu l s et p e r m e t de counaftr e pou r une
f r équence donnée l ' é n e r g i e et la d u r é e de vie de l ' é l e c t r o n en jonct ion
ri H champ m a g n é t i q u e a m b i a n t . K:. ce qui c o n c e r n e le d o m a i n e d ' é n e r g i e 21 22
des g a m m a (4 ,8 10 Hz a 4 , 8 10 Hz) nous a b o u t i s s o n s aux r é s u l t a t s
dans la Nébu l euse du C r a b e où le champ m a g n é t i q u e
/-let t r o u s dont l ' é n e r g i e K doit ê t r e s u p é r i e u r e ^ lO'-^eV. La d u r é e • e de vie s y n c h r o t r o n de ce s é l e t t i ' o n s es t de I 0 3 s e c o n d e s env i ron .
- dans un champ m a g n é t i q u e de i (P g a u s s (au n iveau du
P u l s a r par exemple ) pour ob ten i r du r a y o n n e m e n t s y n c h r o t r o n i l
suffit d ' a v o i r des é l e c t r o n s de 1 0 * 1 eV env i ron , m a i s la d u r é e de
v ie s y n c h r o t r o n de c e s é l e c t r o n s n ' e s t que de 10 s e c o n d e .
III - b Ca lcu l du s p e c t r e d ' é l e c t r o n s s y n c h r o t r o n de la Mébuleuse du C r a be
Nous a v o n s vu que l e s flux de pho tons o b s e r v é s é t a i e n t
de la f o r m e : F (\))rv\J . Or il y a une r e l a t i o n e n t r e le s p e c t r e de pho tons
é m i s . F ( p ), et le s p e c t r e des é l e c t r o n s r e s p o n s a b l e s de ce t t e é m i s s i o n
(GiNZiîURG 1965). Le s p e c t r e des é l e c t r o n s e s t de la f o r m e :
N{L P ) - K E ' ^ d E *= e e
avet ^ = 2 « ± l
2i 2 r i z~i
R est la d i s t a n c e de la s o u r c e
V est le vo lume de la s o u r c e
H est le champ m a g n é t i q u e dans la s o u r c e
F(U) es t le flux lumineux o b s e r v é à la f r é q u e n c e l*-'
le coefficient a(-jf) es t exp l ic i té dans GINZBURG 1965.
A p a r t i r des o b s e r v a t i o n s nous pouvons m a i n t e n a n t c a l c u l e r le s p e c t r e
des é l e c t r o n s s y n c h r o t r o n de la N é b u l e u s e du C r a b e :
* < E e ) = K E - *
T 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 ! r
Log Ty2 (sec)
F i g u r e H ~ 2 7 Energie et durée de vie des electrons synchrotron en fonction du champ magnétique
- 141 -
En r a d i o , e n t r e 10 Hz et 10 Hz :
d = 0, 3
y = 1,6
K= 2, 5 1 0 " 9
N'(E )= 2, 5 10 V K ' e e
14 15 En opt ique, e n t r e 10 Hz et 10 Hz
01 = 0, 8
K = 3 , 4 1 0 - ' °
X ( £ e M . 4 1 0 - I 0 E - 2 ' 6
e
En X, e n t r e 2. 4 1 0 I ? H z et 1, 2 1 0 2 Hz :
« - 1, 2
Y - 3 . i K = 3 ,4 10' I 0
N(E„i = 3 ,4 1 0 ' 1 0 E " 3 ' 4
*- e
En -v-, e n t r e 4, 8 I 0 2 1 H z et 4, 8 1 0 2 2 Hz
c* = 2, 4
S= 5. 8
K = 1,4 10 " 3
N(E e ) = 1,4 10" 3 E e " 5 , 8
Nous avons représenté , figr.re 111-28 le spectre des électrons synchro
tron de la Nébuleuse du Crabe, correspondant aux différents domaines
dbbservation Radio, optique, X, et V. .L'énergie E e des électrons a
été déduite de la fréquence \* observée en utilisant la relation :
p = 4 , 6 10- 6 H E 2
m A partir de 10 eV le spectre des électrons décroît rapidement
étant donné que sa pente est égale à - 5, 8. Les observations en photons Y
mettent en évidence l 'appauvrissement de la Nébuleuse du Crabe
en électrons de haute énergie.
E
s
F igu re HI~28 Spectne différentiel des électrons
'synchrot ron de la Nébuleuse du Crabe
L o g E e
Cevl
- 1 4 3 -
III - c - INCIDENCES DES RESULTATS E X P E R I M E N T A U X SUR LA
CONNAISSANCE DES PROCESSUS D'EMISSION DANS LA
N E B U L E U S E ET LE PULSAR DU CRABE.
Le fa ib le flux de pho tons v é m i s p a r la N é b u l e u s e du C r a b e
est la c o n s é q u e n c e de l ' a p p a u v r i s s e m e n t du s p e c t r e des é l e c t r o n s s y n c h r o
t ron à hau te é n e r g i e . Cet a p p a u v r i s s e m e n t m e t en é v i d e n c e des l i m i t e s
flans le p r o c e s s u s d ' a c c é l é r a t i o n des é l e c t r o n s à l ' i n t é r i e u r de la
N é b u l e u s e . En effet l ' âge de la N é b u l e u s e est e n v i r o n 10 a n s ,
soi! 3, 15 10* s ; la f igure 111-27 fait a p p a r a î t r e que s e u l s les
é . e c t r o n s r e s p o n s a b l e s du r a y o n n e m e n t Radio a c t u e l de la N é b u l e u s e
peuvent avo i r é té c r é e s l o r s de l ' exp los ion de la s u p e r n o v a p u i s q u e
leur d u r é e de vie es t s u p é r i e u r e à l ' â g e de la N é b u l e u s e . P a r c o n t r e
les é l e c t r o n s r e s p o n s a b l e s du r a y o n n e m e n t opt ique X et V ont une
d u r é e de v ie t r è s i n f é r i e u r e à l ' â g e de la Nébu l euse ; il faut donc
que des é l e c t r o n s de haute é n e r g i e so ien t p r o d u i t s dans la N é b u l e u s e .
Mais le s p e c t r e des é l e c t r o n s dédui t d e s o b s e r v a t i o n s ( f igure Ul-28)
m u n t r e qu ' i l est t r è s diff ici le de p r o d u i r e des é l e c t r o n s de hau te é n e r g i e .
Il a p p a r a î t donc que les p r o c e s s u s d ' a c c é l é r a t i o n n é c e s s a i r e s à l ' ob ten t ion
d ' é l e c t r o n s de haute é n e i g i e dev iennent q u a s i - ine f f i caces à p a r t i r
de 10 eV. C ' e s t une conc lus ion t r è s i m p o r t a n t e des o b s e r v a t i o n s y
Il faut r a p p e l e r que ce s ca l cu l s sont fa i ts en a d m e t t a n t comme
c h a m p m a g n é t i q u e dans la N é b u l e u s e 7, 5 10" g a u s s . Si ce c h a m p
m a g n é t i q u e a une v a l e u r d i f fé ren te la c a s s u r e du s p e c t r e des é l e c t r o n s
à haute é n e r g i e n ' e s t p a s r e m i s e en c a u s e ; le s p e c t r e subit s e u l e m e n t
une t r a n s l a t i o n en fonction de l ' é n e r g i e .
Il est i m p o r t a n t de pouvoi r d é t e r m i n e r où ont l ieu l e s
p r o c e s s u s d ' a c c é l é r a t i o n . Il a p p a r a î t i m p o s s i b l e que des é l e c t r o n s
a c c é l é r é s au niveau du P u l s a r p u i s s e n t a t t e i n d r e la N é b u l e u s e en con
s e r v a n t l eu r é n e r g i e et é m e t t r e du r a y o n n e m e n t s y n c h r o t r o n . En effet
p l a ç o n s - n m i s au niveau du c e r c l e de l u m i è r e où le champ m a g n é t i q u e
est égal à I ( P g a u s s . Les é l e c t r o n s r e s p o n s a b l e s de l ' é m i s s i o n de la
Nébu l euse doivent a v o i r des é n e r g i e s s u p é r i e u r e s à 10 «V et pouvant
- 144 -
1 5 ' 5 a t t e i n d r e 10 eV. Dans le champ m a g n é t i q u e de 1 0 g a u s s du P u l s a r
o la d u r é e de v ie s y n c h r o t r o n d 'un é l e c t r o n de 1 0 eV es t i n f é r i e u r e à
10 s e c o n d e ; la d i s t a n c e p a r c o u r u e p a r cet é l e c t r o n s e r a i n f é r i e u r e à
300 k m , il ne p o u r r a donc p a s a t t e i n d r e la N é b u l e u s e en c o n s e r v a n t
son é n e r g i e . Un é l e c t r o n de 10 eV dont la d u r é e de vie s y n c h r o t r o n o
dans r e m ê m e champ m a g n é t i q u e e s t i n f é r i e u r e à 10" s econde ne
p a n n i r e r a que q u e l q u e s d i z a i n e s de c e n t i m è t r e s . Nous a b o u t i s s o n s
donc aux c o n c l u s i o n s s u i v a n t e s :
- le r a y o n n e m e n t s y n c h r o t r o n de la N é b u l e u s e du C r a b e
est é m i s pa r des é l e c t r o n s qui sont a c c é l é r é s dans la N é b u l e u s e
e l l e - ni è m e
- l es p r o c e s s u s d ' a c c é l é r a t i o n sont q u a s i - i n e f f i c a c e s
Il es t i n t é r e s s a n t de v o i r le c o m p o r t e m e n t du P u l s a r à
hau te é n e r g i e . Les o b s e r v a t i o n s m o n t r e n t une e x c e l l e n t e cont inu i té
du s p e c t r e de photons é m i s depu i s 1 keV j u s q u a q u e l q u e s c e n t a i n e s
de MeV (f igure 111-24). La p e n t e de ce s p e c t r e es t é g a l e à - 1 , 05.
Si nous r e t e n o n s l ' h y p o t h è s e d 'un r a y o n n e m e n t s y n c h r o t r o n , nous
pouvons d i r e que le s p e c t r e des é l e c t r o n s s y n c h r o t r o n du P u l s a r
ut- p r é s e n t e aucune c a s s u r e e n t r e la p a r t i e r e s p o n s a b l e de l ' é m i s s i o n X
et ce l l e r e s p o n s a b l e de l ' é m i s s i o n V . La p e n t e du s p e c t r e des é l e c t r o n s
es t éga le à - 3 , 1 . L ' é n e r g i e des é l e c t r o n s n é c é c e s s a i r e s à l ' é m i s s i o n X Q 1 1
et V est c o m p r i s e e n t r e 7 10 eV et 5 10 eV s e u l e m e n t , m a i s la
d u r é e de v ie s y n c h r o t r o n de ce s é l e c t r o n s es t c o m p r i s e e n t r e 10" s
et 1 0 " ° s . Il e s t donc n é c e s s a i r e là a u s s i que l e s é l e c t r o n s so ien t
c o n s t a m m e n t a c c é l é r é s dans le P u l s a r pour c o m p e n s e r l e s p e r t e s
p a r r a y o n n e m e n t s y n c h r o t r o n et a s s u r e r la p e r m a n a n c e de l ' é m i s s i o n
de pho tons o b s e r v é e . Etant donné la d u r é e de v ie de ce s é l e c t r o n s dans
le c h a m p m a g n é t i q u e du p u l s a r il e s t n é c e s s a i r e que la zone a c c é l é
r a t r i c e et la zone é m e t t r i c e so ien t pou r a i n s i d i r e confondues . La
r é g u l a r i t é et la f i n e s s e des p u i s e s nous ont condui t s à a d m e t t r e que
la zone e m i s s i v e é ta i t con tenue à. l ' i n t é r i e u r d 'un cône de 15° d ' o u v e r t u r e
p r o c h e de l ' é to i l e à neu t ron . C ' e s t a u s s i à l ' i n t é r i e u r de ce cône que doit
se t r o u v e r la zone a c c é l é r a t r i c e d e s é l e c t r o n s r e s p o n s a b l e s de l ' é m i s s i o n
s y n c h r o t r o n du P u l s a r N P 0532.
CONCLUSION
P o u r é t u d i e r le r a y o n n e m e n t v d ' é n e r g i e s u p é r i e u r e à 2 0 MeV, é m i s p a r la Nébu l euse du C r a b e et le P u l s a r N P 0532 nous avons r é a l i s é un d é t e c t e u r basé su r une c h a m b r e à é t i n c e l l e s . C e l l e - c i est u t i l i s é e à la fois c o m m e mi l i eu m a t é r i a l i s a n t l e s pho tons y en p a i r e s é l e c t r o n - p o s i t r o n , et c o m m e r é v é l a t e u r , SDUS f o r m e d ' é t i n c e l l e s de la t r a j e c t o i r e de la p a i r e é l e c t r o n - p o s i t r o n . De c e t t e t r a j e c t o i r e nous dé du i s on s la d i r e c t i o n d'à r r i v é e du photon y. De n o m b r e u x t e s t s et c a l i b r a t i o n s ont é té n é c e s s a i r e s pour d é t e r m i n e r avec soin l ' e f f i cac i t é du d é t e c t e u r a i n s i que la p r é c i s i o n de r e c o n s t r u c t i o n de la d i r e c t i o n d ' a r r i v é e des photons y.
N o t r e d i spos i t i f e x p é r i m e n t a l a é té l ancé une qu inza ine de fois au c o u r s des a n n é e s 1 9 b 9 - 1 9 ' 2 , à l ' a i de de ba l lons s t r a t o s p h é r i q u e s à p a r t i r des b a s e s du C e n t r e Nat iona l d ' E t u d e s S p a t i a l e s .
A l ' a l t i t u d e des ballon s, la m a j o r i t é des pho tons v d é t e c t é s é tant d ' o r i g i n e a t m o s p h é r i q u e nous avons c h e r c h é à d é t e r m i n e r q u e l l e s é t a i en t les c a r a c t é r i s t i q u e s de ce t t e con t r ibu t ion l o c a l e ( s p e c t r e , a n i s o t r o p i c s , i n t ens i t é ) afin d ' o p t i m i s e r le r a p p o r t s i g n a l / b r u i t de n o t r e d é t e c t e u r .
P o u r l ' é t ude du P u l s a r N P 0532 nous a v o n s dû r é s o u d r e deux, p r o b l è m e s p lus s p é c i f i q u e s : le m a r q u a g e en t e m p s de chaque é v é n e m e n t avec une p r é c i s i o n de j_ 1 m i l l i s e c o n d e , et la c o r r é l a t i o n t e m p o r e l l e de nos o b s e r v a t i o n s avec d ' a u t r e s o b s e r v a t i o n s e f fec tuées à des d a t e s et l ieux d i f f é ren t s en r a y o n n e m e n t r ad io opt ique et X. Nous avons pu a i n s i r a c c o r d e r les é c h e l l e s de t e m p s d e s vo l s a n a l y s é s , à +_ 1, 5 m i l l i s e c o n d e .
L ' a n a l y s e de nos données a p e r m i s de d é t e c t e r une é m i s s i o n de r a y o n n e m e n t y p r o v e n a n t de l ' e n s e m b l e N é b u l e u s e du C r a b e - P u l s a r N P 0532, l ' i i u e n s i t é de ce t t e é m i s s i o n é tan t : (9 +. 3 ,5 ) 10 p h o t o n / c m 2 s ) a u - d e s s u s de 20 MeV. C ' e s t g r â c e à la c o r r é l a t i o n t e m p o r e l l e que nous avons pu m e t t r e en é v i d e n c e l ' e x i s t e n c e d 'une é m i s s i o n p u i s é e de r a y o n n e m e n t y p r o v e n a n t du P u l s a r N P 0532. L ' i n t e n s i t é de l ' é m i s s i o n a s s o c i é e au p u i s e p r i m a i r e e s t de: (3 +_ 1, 5) 10~5 photon ( e r n ^ s ) - a u -d e s s u s de 20 MeV.
- 146 -
La co ni pa r a i son de ce s deux r é s u l t a t s obtenus en r a y o n n e m e n t -y, a\ ec ceux obtenus en r ayonnemen t X con du it aux c o n c l u s i o n s s u i v a n t e s :
- Le pu i se p r i n c i p a l du P u l s a r N P 0532 c o n s e r v e en r a y o n n e m e n t Y la p h a s e , la l a r g e u r et la f o r m e o b s e r v é e s en r a y o n n e m e n t r a d i o , optique et X.
- Le p u i s e seconda i r e qui , c o m p t e tenu des o b s e r v a t i o n s en r a y o n n e m e n t X, au ra i t du ê t r e en r a y o n n e m e n t v* 4 à 5 fois p lus i m p o r t a n t que le p u i s e p r i m a i r e , lui es t tout au p lus égal .
- l ' é m i s s i o n cont inue a s s o c i é e à la N é b u l e u s e du C r a b e d iminue fo r t emen t a u - d e s s u s de 2 0 MeV. C e t t e d iminu t ion s e t r a d u i t pa r u:: net c h a n g e m e n t de pen te du s p e c t r e d ' é m i s s i o n de la N é b u l e u s e ; c et te pente es t éga le a -2, 4 en r a y o n n e m e n t y au lieu de - 1,2 en r a y o n n e m e n t X.
Nous avons u t i l i s é c e s r é s u l t a t s e x p é r i m e n t a u x oour t e n t e r d'.ipp r ofondi r la c o n n a i s s a n c e des p h é n o m è n e s d ' é m i s s i o n du r a y o n n e m e n t -.. .'• la s-iiirce. Nous avons a d m i s pour la N é b u l e u s e a i n s i que pour le t> , I sa r i:::<_• é m i s s i o n de type s y n c h r o t r o n .
La f a i b l e s s e du flux y é m i s pai la N é b u l e u s e i m p o s e une c o u p u r e <\>[ s p e c t r e des é l e c t r o n s aux e n v i r o n s de 1 0 ^ ev. Les é l e c t r o n s r e s p o n s a b l e s du r a y o n n e m e n t v ayant une faible d u r é e de vie, ne sont (i n,( pay i s s u s de l ' exp los ion de la S u p e r n o v a . Les p r o c e s s u s d ' a c c é l é ra t ion n é c e s s a i r e s pour ob ten i r a c t u e l l e m e n t ce s é l e c t r o n s a p p a r a i s s e n t dont i j i n m e quas i inef f icaces a u - d e s s u s de 10 '"* ev.
Nous devons sou l igne r que les o b s e r v a t i o n s r é a l i s é e s en a s t r o -:.uin ic ~fî tant su r la N é b u l e u s e du C r a b e que su r le P u l s a r N P 0532 s >nt p r é l i m i n a i r es et doivent ê t r e p o u r s u i v i e s . Cec i n é c e s s i t e d ' une pa rt une longue pé r i ode d ' o b s e r v a t i on ( ~ 1 m o i s ) , d ' a u t r e p a r t l ' u t i l i sât i on d'un dé te i l eu r pe r m et tant un exce l l en t r a p p o r t s igna l s u r b ru i t et pos sériant une t r è s bonne m e s u r e d ' é n e r g i e . En effet pou r abou t i r à >.i,e m e i l l e u r e c o n n a i s s a n c e des p h é n o m è n e s d ' é m i s s i o n il e s t i n d i s p e n s a ble de r é a l i s e r poi.r chacun d e s p u i s e s a i n s i que p o u r la zone i n t e r p u i s e , • ;;: rip v i t r e en é n e r g i e le p lus p r é c i s p o s s i b l e . Or pour que c e s s p e c t r e s aient ;ue s i gn i ' i i at ion il faut que la cont ri but ion du b ru i t de fond a m b i a n t v u ! fa : ble pa r r a p p o r t au s igna l p r o v e n a n t de la sou r ce . Cec i ne p o u r r a ê t r e r é a l i s é q u ' a v e c des d é t e c t e u r s p e r m e t t a n t de r e c o n s t r u i r e la di r t ' i tiuii d ' a r r i v é e des photons v avec une p r é c i s i o n de l ' o r d r e de 1 a 100 MeV. P a r a i l l e u r s , c o m p t e tenu du faible flux é m i s p a r la s o u r -
ii- i ~^ 10" 1 ' photon ( c m 2 , s) -1 à 100 MeV) il faudra lui c o n s a c r e r une I on une pé ri ode d ' o b s e r v a t i o n , c a r le d e g r é de conf iance a c c o r d é aux spei t r es obtenus s e r a fonction bien entendu de la p r é c i s i o n de la m e s u r e d ' é i i t r t; ie mai s a u s s i du n o m b r e de photon y p rovenan t de la s o u r c e , u t i l i s é s pour f a i r e t e s s p e c t r e s .
- 147 -
Dans c e t t e opt ique nous devons a t t e n d r e beaucoup des e x p é r i e n c e s eu c j u r s t e l l e s que COS B en s a t e l l i t e A G A T H E en ba l lons , et des e x p é r i e n c e s en s a t e l l i t e p r o g r a m m é e s dans le c a d r e de la c o l l a b o r a t i o n i ' ranc-o-soviét ique ( e x p é r i e n c e s GAMMA 1 et A G A T H E 1).
Les r é s u l t a t s obtenus p a r ce Taise eau d1 expé r i e n c e s p e r m e t t r o n t , tir. i e qui c o n g r u e le C r a b e , d ' o r i e n t e r la r e c h e r c h e et l ' é l a b o r a t i o n de modi- les t h é o r i q u e s du P u l s a r N P 0532 et de la l i a i son P u l s a r -N é b u l e u s e du C r a b e ; a i n s i s e r a a jouté un niai 11 on i m p o r t a n t à l ' é t u d e plus g é n é r a l e des s u p e r n o v a e .
B I B L I O G R A P H I E
ALBATS, P . , F R Y E , G. M. , ZYCH, A D . , MACE, O. B . , H O P P E R ,
V, D. , THOMAS, J. A.
N a t u r e , 240 , 221 (1972)
A P P A R A O , K. M. V. , ".Mon-Solar X a.id g a m m a r a y a s t r o n o m y "
I . A . U . Symp. 37, P . 247, L. Gra t t on (éd. ), (1970)
A P P A R A O , K. M. V. , A s t r o p h y s . and S p a c e S c i e n c e , 2_5, 3 ( 1 9 7 3 )
A P P A R A O , K. M. V. , P r o c . Ind. Acad . Sci. , 7 3A , 1 (1971)
BEUERMANN, K. P . , J. G. R. , 1b, 4291 , (1971)
BLAND, C . J . , CION'I, G . , E a r t h and P l a n e t a r y L e t t e r s , 4 , 3 9 9 ( 1 9 6 8 )
B O C L E T , D. , BRUCY, G . , C LAISSA, J . , DUROUCHOUX, P . , ROCCH1A, R.
Fifth Sy inpos ium on R e l a t i v i s t i c A s t r o p h y s i c s , D e c e m b e r 14-18
Aus t in , T e x a s (1970)
BOLDT, E. A. , DESAI, U . D . , HOLT, S. S. , SERLEM1TSOS, P . J . ,
SILVER BERG, R. F .
N a t u r e . 2_23, 280 (1969)
BOLTON. .1. . STANLEY, G., N a t u r e , 162 , 141,(1948)
HORS EL U N O . A . , P h y s . R e v . , 89, 1023 (1953)
BOWYER. S . . BVRAM. E.. C H U F F , T . . FRIEDMANN, H . ,
Sc i ence , J J 6 . 912 (1964)
BOYNTON. P E. , GROTH III, E. J . , P A R T R I D G E , R. B . , WILKINSON, D. T.
A s t r o p h y s . J o u r n a l , J_57, L 1<57, (1969)
BIBLIOGRAPHIE i2)
l'.RIXI, D. , CAVANI, C. , FRONT ERA, F . , FULIGNT, F . ,
N a l i i r t P h y s . Sc ience , 2J_2, 7 9 ( 1 9 7 1 )
BROWNING, R , RAMSDEN, D. , WRIGHT, P.:..
Natu re P h y s i c a l S c i e n c e . 222, 99 (1971)
i i K ' K K , W . . L , DISNEY, M . J . . TAYLOR, D . J . , I . A . U . C i r c . n ' 2 1 2 8 i 1 • > . , • ! )
• P i .KMAN. P . L. , CHAMBLISS, J . P . , HALL, R . D . , SHELTON, D. H. ,
\V \ I.KAVEX, (.. n . , HAYMES, R . C .
] 't!i luternaliLuial C o n f e r e n c e on C o s m i c R a y s , Denve r , OG 571 (1973)
iKV.KOS. G , DUCROS, R. . ROCCHIA. R. , TARRTUS , A . ,
A s t r . A s t r ^ p h y s . , 7_, 162, (1970-a)
:>I-'CKOS, G. , DUCROS, R. , ROCCHIA, R. , TARRIL'S, A . ,
N a t u r e . ZJJ, 152 (1970-b)
Dl.'TMIE, J . G . , COBB, R. , S T E W A R T , J . ,
P i n s . Rev. L e t t e r s , J j \ 263 (1966)
IH 'THIE. J . G . , OSBORN, R . W . . P h y s . Rev. , _F76, 1 5 0 5 ( 1 9 6 8 )
FAZIO, G . G . , HFLMKEN, H. F . , CAVRAK, S. .1. , HEARN, D. R. ,
Canad ian J o u r n a l of P h y s i c s , 4_6. S 427 (1968)
FAZIO. G . G . , I . A . U . S y m p o s i u m n ' 55 (1972)
FITCH EL, C E . , KNTFFEN, D. A. , OGELMAN, H. B . , A . P . J .
I 58. 113 (1969)
1TSIIMAN. S. J. , HARM) EN, F . R. , JOHNSON, W N. , l iAYMES, R . C .
A. P. J. . J_58, L 61 (1969)
FLOYD. F . W. . GLASS, l. S. , S C H N O P P E R , H. W. ,
N a t u r e . 224 , 50 (1969)
B I B L I O G R A P H I E (3)
K O K i C i l O X , M . . A G R I M K R , 1 5 . , L E R A Y , J . P . , P A R L I E R , B. ,
BOEI.LA. G., MARASCHI, L. , BUCCHERI, R. , SACCO, B. ,
S C A K S I . I . . . A s ! r o r , . A s t r o p h y s . , _J5_0_> 3 2 3 ( 1 9 7 4 )
i - 'KYE. Ci M. . U ' A X G . C . P . , P h y s . R e v . L e t t e r s , _1_8, 1 3 2 ( 1 9 6 7 )
l - 'KYE. G . M. . \VA.\'C), C . P . , C a n a d i a n J o u r n a l of P h y s i c s . i ô _ , S 4 4 8 , ( 1 9 6 8 )
i ' H ï i ; , G . M. , V. 'AXG. C . P . , A . P . J . , J Jv8 , 9 2 5 ( 1 9 6 9 )
l ' I i ' I V . G . I E X R Y . K C . , M E E K I N , . I . E . , C H U B B , T . A . , F R I E D M A X ' X , H.
S, i.- i c. J_M, 7 0 " (]<>(,<•)
G , : X Z ! ' . i K G . V. L. . S Y R O V A T S K i l , S I .
A : . n : . a l R u \ i uw-.,1 A s t r o n o m y a n d A s t r o p h y s i c s , ^ , 2 9 7 ( 1 9 6 5 )
G ' ;.;>. T . . X a t - . i r c . 2 2 ! , 2 5 11969)
GOI I . n . K. .1. . P h v s I-U-v. L e t t e r s , J_5, 5 7 7 ( 1 9 0 5 )
G I - ' A I I A M I). A . . I .YX'E. A . G . , S M I T H , E . G . , X a t u r e , 1 2 5 , 5 2 6 ( 1 9 7 0 )
HAY \ K A \ V A . S . . O K L ' D A . I I . , T A X A K A , Y . , Y A M A M O T O , Y . ,
S u p p l e m e n t s P r o g r e s s al T h e o r e t i t a I P h y s i c s , ^ 0 , 24 (191,4)
Hi. '! . ' .ES . G . , C A M P B E L L , D. 15 . , R: SKIS, . / . M . ,
X a l n r < - , 2_2j_. 52<> G " 70)
li K L . \ : K E X . Il . H U F F M A N , . 1 . , B u l l . A m . P h y s . S o c . _1_6, S 3 3 . D E 1 2 ( 1 9 7 1 )
i i M . M E K . R . K . , J A C K S O N ' , W . R . , M U R R A Y , A . , R E D F E R X , R . M . ,
S A L E . R . G . , A. P . J . , J_62, L I 7 7 , ( 1 9 7 0 )
BIBLIOGRAPHIE (4)
HOROWITZ, P . , F A P A U O . U O S , C. , C A R L E T O N , X. P . , NELSON, J . .
MIDDLEDTICH, J . , HILLS, R., CUDABACK, D. , W A M P L E R . J. ,
BOYTON, P . E. , GROTH, E . J . , P A R T R I D G E , R . B . , WILKINSON, D . T .
DL'THIE, J . G . . MURDIN, P . A. P . J . . 166 , L 93 (1971)
HOROWITZ, P . . PAPALIOLIOS, C . . C A R L E T O N , N. P . ,
A. P. .:. . _I_7Z_ • l- 51 (1972)
KINZER, R. L. , N 'OCC' .E, R . C . . SEEMAN, N. SHARE, G. H . ,
N a t u r e , 2^9, 187 (1971-a)
KINZER, R. I.. , SEEMAN, N. , SHARE, G. H. ,
P r o c . 12th Int. Conf. C o s m i c R a y s , Hobar t , J_, 51 (1971, b) j I
KINZER., R. L. . SHARE, G. H. , SEEMAN, N. , A. P . J . , 1 8 0 , 5 4 7 ( 1 9 7 3 )
KNIKFEN, D A . , HARTMAN, R. C. , THOMPSON, D. J . , BIGNAMI, G. T . ,
P ITCH EL, C. E. T R U M P E R , T , OGELMAN, H . ,
N a t u r e , _2;U. 3 ;7 (1974)
KURKL'SS, J . D . . A. P . J . , J_68, L 39, (1971)
Î A R O S , J . G . , MATTESON, J. L. , P E E L I N G , R. M. ,
N a t u r e P h y s . Sc i ence , 2_46_, 109 (1973 )
LERAY, J . P . . VASSEUR. J . . PAUL, J , , PA71UER, B. , AGRINIER, B. .
B O E L L A . G . . MARASCHI, L. , T R E V E S , A . , BUCCHERI , R. ,
CU' .CIA, A . , SCARSI. L. . A s t r o n . A s t r o p h y s . , lj>, 443 (1972)
MAY. T. C. . WADDINGTON, C. J . , A. P . J . 1_56_, 4 3 7 ( 1 9 6 9 )
MAY EN, D. T h e s e du CNAM, CEN-SACLAY (1972)
MOLIERE. G . , N a m r f o r s c h . , I0a_, 177(1955)
BIBLIOGRAPHIE (5)
M . B R E E N , B. , B A L L . S E . . C A M P B E L L . M . , GREISEN. K. .
KOCH. D. . A . P . J . 184. 571 (1973)
N1EL, M . VEDREXXE. G. , C L A V E R I E . A. , BOU1GUE. R.
A s t r o n . A s t r o p h y s . 2_0, 1 , (1972.)
OKE, J . B . , A s t r o p h y s . J o u r n a l , ]_56_. L 49 (1969)
ORW1G. L . E . . C H U P P . E. L . , F O R R E S T . D. J . , N a t u r e P h y s .
Sci. 23J_, 171 (1971)
P A P A L I O L I O S . C. C A R L E T O N , N. P . . HOROV/ITZ, P . . N a t u r e ,
228, 445 (1970)
P A R L I E R , B. . AGRINIER. B . FORICHON, M . . L E R A Y . J . P . ,
B O E L L A . G . . MARASCHI, L . , BUCCHERI . R. . ROBBA, N. R. .
SCARSl, L. , N a t u r e , 242, 117 (1973)
P E R O L A , G. C , SCARSl, L . , Nuovo C i m e n t o , 4Ji, 7 1 8 ( 1 9 6 6 )
RANKIN, J . M . . C O M E L L A , J. M. , C R A F T . H. D. , RICHARDS, D. W. .
C A M P B E L L . D . B . , COUNSELMAN III. C. C. ,A.PJ , 1_62_, 7 0 5 ( 1 9 7 0 )
R A P P A P O H T , S . . BRADT, H . , MAYER, W. , N a t u r e P h y s . S r i . 229, 4 0 ( 1 9 7 1 )
RICHARDS, D. W. . TJETTENGILL, G. H. . COUNSELMAN III, C . C . .
RANKIN, J . M . , A P J , 160, L i ( 1 9 7 0 )
ROCCHIA, R. , R O T H E N F L U G , R. , BOCL .T. D. . DUROUCHOUX, P h . .
A s t r o n . A s i r o p h y s . L 48 (1969)
ROSSI. B. . "High E n e r g y P a r t i c l e s " P r e n t i c e - H a l l , Inc . Englev/ood,
* Cliffs (1952)
BIBLIOGRAPHIE (6)
S A V E D O F F M P . . Nuove C-.mento H . 12(1959)
S C : A R G I . E . i . n . . H A R L A N . E . A . , A P . I I_59, L 143 (1970)
SHKLOVSKY. I S . A s t r o n . Zh. . 3 0 15 ( '953)
SHKLOVSKY. l .S . . Soviet . As t ron , A . J . . 10. 6 ( 1 9 6 6 )
SMATHERS, H. W. . CHUBB. T . A . . SADEH, D. . N a t u r e P h y s . Sc ience
232, 120 (1971)
SOOl). R. K. N'attire. 222, 650 (1969)
S r 'AEl . lN , D . l l . . REIFENSTE1N, E . G . . I . A . U . C i r c . N° 2110 (1968)
TRL'MPKR, . 1 . . A s t r o p h y s . J . L e t t e r s . 5_. 27 1 , (1970)
VASSF.UK. .1 . PAUL, J . . P A R L I E R , B . , I .ERAY. .1 . P. . FORICHOX. M. .
AGR1X1ER. 15.. IJUCCHERI. R. , CUCCIA, A . , SCARSI. L. . N a t u r e , 232
-I.'». 1197 1)
V/U.DKZ, .1 V . . W'ADDINGTON. C . J . A. P . J . , 1_S6_. L 85 (1969)
VEKMA. S. n . . "Pro< eeding of the Indian A c a d e m y of S c i e n c e s " . GG_.
12 5 ; 1 n 67 )
VOLOIÎUEV S . A . . G A L P E R . A M. . K1RILO V -UGR YU !IOV. V G. .
I .UCIIKOV. ]'.. 1. . O Z E R O V . Y. V. V. , A st l onomi tcesk i i J u u r n , 48, 6,
1 105 (l'>71)
, V ' A K \ I : R . I',.. MATHER, R E . . M A C F A R L A N E , M N a t u r e , _22_2. 2 3 3 ( 1 9 6 9 )
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Manuscrit reçu le 20 mai Î976
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