Instrument consacré à l'observation des sources de rayonnement gamma à très haute énergie.
Observation instrument for very-high-energy gamma-ray.
Un télescope pour l'exploration du ciel gamma à très haute énergie
H.E.S.S est l'acronyme de "High Energy Stereoscopic System". Fruit d'une large collaboration internationale, incluant le DAPNIA, cet instrument est consacré à l'observation des sources de rayonnement gamma d'énergie supérieure à quelques dizaines de GeV. Ces rayons gamma de très haute énergie peuvent être observés depuis le sol par leur interaction avec la haute atmosphère qui produit un très faible éclair de lumière bleue, appelé aussi lumière Cherenkov. L'exploration du ciel dans cette gamme d'énergie, inaccessible aux astrophysiciens il y a seulement deux décennies, permet de sonder l'origine du rayonnement cosmique ou d'étudier les processus d'accélération régnant dans des objets aussi variés que les vestiges de supernova ou les noyaux actifs de galaxies.
L'expérience HESS est située en NAMIBIE, sur le plateau du Gambergs (latitude 23° 16' sud, longitude 16° 30' est) à une altitude de 1800 m. Elle a été nommée d'après le nom d'un célèbre physicien autrichien, Victor Hess (1883-1964), lauréat du prix Nobel de physique en 1936 pour sa découverte du rayonnement cosmique. Elle est constituée de quatre télescopes de 12 mètres de diamètre, répartis aux coins d'un carré de 120 mètres de coté. Chaque foyer est équipé d'une caméra électronique de grande taille composée de 960 tubes photomultiplicateurs, dispositifs sensibles à la lumière bleue et dont le temps de réponse est extrêmement rapide, de l'ordre de la nanoseconde. La sensibilité de cet instrument (capacité à détecter des sources faibles) est 10 fois supérieure aux expériences précédentes (WHIPPLE, HEGRA, CAT) pour un seuil en énergie de 100 GeV.
Afin d'abaisser le seuil de détection, l'expérience HESS évolue vers le projet HESS2, pour en savoir plus ...
| HESS en chiffres: | |
|---|---|
| Télescopes | réseau de 5 télescopes, 4 de 12 mètres de diamètre et un de 28 mètres de diamètre |
| Miroirs | télescopes de 12m: mosaïque de 380 petits miroirs sphériques de 60 cm de diamètre, télescope de 28m: 875 miroirs hexagonaux de 90 cm ("flat to flat"). |
| Distance focale | 15 mètres (petits télescopes), 36 mètres (grand télescope) |
| Caméras | 4 caméras (1.6 m de diamètre, 1.5 m de longueur; poids 800 kg) |
| Détecteurs | tubes photomultiplicateurs (960/caméras pour les télescopes de 12 m, 2048/caméra pour le télescope de 28 m) |
| pixel | 0.16° (petits télescopes), 0.067° (grand télescope) |
| Champ de vue | 5° (petits télescopes), 3.2° (grand télescope) |
| gamme d'énergie | 100 GeV - 50 TeV (petits télescopes), 20 GeV - 5 TeV (grand télescope) |
| Résolution spatiale | <0.1° |
| Résolution spectrale | 10% (dépend de l'énergie) |
@collaboration H.E.S.S.
Observer le rayonnement gamma depuis le sol ou comment utiliser l'atmosphère comme un calorimètre
Le faible flux de photons attendu, la faible efficacité de détection des télescopes embarqués sur satellite à ces énergies, les contraintes de poids et de dimension liées à la mise en orbite des charges utiles, semblaient rendre l'exploration du ciel dans cette gamme d'énergie impossible jusqu'à encore une époque récente. Néanmoins, une technique de détection originale, indirecte, a permis à cette branche de l'astrophysique des hautes énergies de voir le jour et de connaître depuis deux décennies un développement spectaculaire. Cette méthode consiste à utiliser une propriété physique des particules se propageant dans un milieu: sous certaines conditions elles émettent un rayonnement dans le domaine visible, qui lui peut parvenir jusqu'au sol pour être ensuite capté par des télescopes. Ce phénomène est appelé effet Tcherenkov du nom du physicien russe qui l'a découvert en 1934.
Cette propriété physique des particules est mise à profit dans le cadre de la détection des photons gamma de très hautes énergies. Un photon gamma provenant d'une source céleste interagit avec les atomes de l'atmosphère. La collision génère dans l'axe de propagation du photon une ou plusieurs particules extrêmement énergétiques, principalement des électrons et des protons. Ces particules à leur tour interagissent avec le milieu et créent d'autres particules. Une cascade ou gerbe électromagnétique se développe. Ces particules énergétiques émettent via le rayonnement Tcherenkov un bref flash de lumière bleue qui parvient au sol. Le télescope, dotée d'une caméra électronique très sensible et très rapide (l'impulsion lumineuse ne dure que quelques nanosecondes) peut alors capter l'image de cette trace. Il devient alors possible de reconstituer sur la voûte céleste la direction du photon gamma et de mesurer son énergie (plus l'impulsion lumineuse détectée est intense, plus l'énergie du photon ayant généré la gerbe électromagnétique est importante). Dans ce sens, l'atmosphère terrestre est utilisée comme un véritable calorimètre.
Le principe de détection de l'expérience HESS (illustration de gauche): a) le photon gamma incident interagit avec les atomes de l'atmosphère terrestre à une altitude de 10 Km b) des particules chargées sont générées lors de la collision c) les particules créées émettent par effet Tcherenkov un fin pinceau de lumière visible (bleue) d) ce flash lumineux est détectée par les télescopes dotés en leur foyer de caméras électroniques très performantes (crédit illustration et photo MPIK).
Séparer les photons gamma du rayonnement cosmique.
Si le principe de détection parait simple, il se heurte néanmoins à plusieurs problèmes. Comme nous l'avons décrit, la Galaxie baigne dans un flux continu de particules chargées, le rayonnement cosmique. Ces particules vont également interagir avec les constituants de l'atmosphère et produire une lumière Tcherenkov. Cette lumière indésirable, de loin beaucoup plus importante que celle produite par le très faible flux de rayonnement gamma provenant de l'objet céleste observé, constitue une véritable source de pollution. Néanmoins, i) ces particules ne proviennent pas de direction privilégiée sur le ciel ii) leurs interactions sur les atomes de l'atmosphère ne génèrent pas le même type de gerbe électromagnétique qu'un photon gamma. La réside toute l'innovation de l'expérience HESS: en couplant plusieurs grands télescopes (quatre) regardant le flash lumineux sous différents angles à des caméras électroniques de grandes précisions, les images obtenues de ce fin pinceau lumineux permettent de séparer en reconstituant ses caractéristiques ce qui est issu de la source gamma du fond indésirable. Le signal devenu beaucoup plus pur, il devient alors possible d'effectuer une véritable cartographie de la région observée, d'atteindre une très bonne sensibilité de détection (faculté à détecter des objets peux lumineux) et de mesurer l'énergie du photon gamma.
Exemples de traces de gerbes atmosphériques vues par les caméras situées au foyer de chaque télescope de HESS. Chaque caméra est constituée d'une mosaïque de 960 photomultiplicateurs. Le centre de chaque caméra est aligné avec l'axe optique du télescope qui pointe dans la direction d'une source gamma. Des algorithmes mathématiques permettent de trier par reconnaissance de forme les traces signatures d'une particule issue du rayonnement cosmique (soit une cause de bruit pour l'observateur) ou bien d'un photon gamma provenant de la source céleste observée. (crédit: collaboration HESS)
Ces brefs et faibles impulsions lumineuses baignent dans le fond du ciel nocturne. Il importe donc de s'affranchir au maximum des sources de lumière parasites d'où la nécessité d'effectuer les observations dans un site propre, loin des contaminations lumineuses liées à l'activité humaine. Les périodes de lune sont également proscrites. De même le ciel doit être clair, sans nuages et avec un minimum de vapeur d'eau, source d'absorption pour les photons bleus et ultraviolets qui composent la lumière Tcherenkov. Ceci a guidé le choix du site de construction de l'expérience HESS. Il est à ce titre intéressant de noter que l'observation des rayons gamma de très hautes énergies exigent les mêmes précautions de qualité du ciel nocturne que celles réclamés par les grands observatoires. Néanmoins ces derniers étudient les sources célestes grâce à leur rayonnement en lumière visible d'énergie ~ 1 eV, soit un milliard de fois plus faible que les photons gamma.
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Les sources potentielles de rayonnement cosmique
L'origine du rayonnement cosmique, ce flux de particules chargées baignant notre Galaxie, reste encore une énigme malgré sa découverte par le physicien Victor HESS il y a presque un siècle (1912). Constitué de particules chargées, la détermination de l'origine de ce rayonnement souffre d'un problème majeur: les particules, sensibles aux champs magnétiques (galactique ou intergalactique) subissent de nombreuses modifications de trajectoires, rendant difficile sinon impossible leur localisation sur le ciel. Fort heureusement, une méthode indirecte permet de remonter aux sources de ce rayonnement. Lors des interactions de ces particules énergétiques avec le milieu in situ ou proche de la source, des photons gamma de haute énergie sont produits. Ces photons, particules secondaires en quelque sorte, présentent l'avantage de ne pas être sensible au champ magnétique et ainsi de se déplacer de façon rectiligne. Il devient alors possible, en les localisant sur la voûte céleste, de déterminer les sources du rayonnement cosmique.
Les sources potentielles du rayonnement cosmiques:
- Les vestiges de supernovae
- Les pulsars
- Les systèmes binaires
- Les nuages moléculaires
- Les microquasars
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Les sources extragalactiques
- Les noyaux actifs de galaxies
- Les amas de galaxies
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La physique exotique
- Halos de matière noire
Les caméras comportent chacune 960 photomultiplicateurs (PMs) formant une matrice couvrant un champ de vue de 5° en diamètre. La vitesse de l'électronique de lecture est optimisée pour pouvoir absorber un taux d'acquisition de 300 évènements/seconde avec un temps mort de quelques %. Le coeur de cette électronique est un ASIC (Application-Specific Integrated Circuit ou circuit integré spécifique), l'ARS0 (pour Analogue Ring Sampler), développé au CEA-DAPNIA pour les besoins de l'expérience ANTARES. Grâce à cet ASIC, l'électronique rapide a pu être intégrée dans la caméra au plus près des PMs, ce qui évite d'avoir à tirer des kilomètres de câbles signal de la caméra jusqu'au pied du miroir. Les signaux sont numérisés directement dans la caméra et transmis au système central d’acquisition par fibre optique.
Vue d’un secteur d’une caméra comportant 16 tubes photomultiplicateurs (à droite), les alimentations haute-tension (au centre) et l’électronique de proximité (cartes vertes à gauche). Les ASIC ARS0 apparaissent sur les cartes électroniques comme des rectangles argentés (on en voit 3 sur l’image ci-dessus). Il faut 8 ARS0 pour coder les 16 PMs d’un secteur. Une caméra H.E.S.S. est constituée de 60 secteurs et utilise 480 ASIC.
Pour les besoins du futur télescope HESS-2, d’un diamètre de 28 mètres, un ASIC plus performant que l’ARS0 a été développé au DAPNIA. Le SAM (Swift Analogue Memory), qui fonctionne sur le même principe que l’ARS0, a une capacité de lecture de l’ordre de 105 évènements/sec. La bande passante d’entrée est de 300 MHz et la vitesse d’échantillonnage est ajustable jusqu’à 2Gsamples/sec. Après validation des prototypes, un batch de 6000 SAM a été livré en décembre 2006 et sera testé à mi-2007, pour être ensuite monté sur les cartes d’acquisition par les soins du LPNHE, Universités Paris VI-VII. Le télescope HESS-2 entrera en fonction au début 2009.
La collaboration H.E.S.S.
Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg, Allemagne
Humboldt Universität Berlin, Institut für Physik, Allemagne
Ruhr-Universität Bochum, Fakultät für Physik und Astronomie, Allemagne
Universität Hamburg, Institut für Experimentalphysik, Allemagne
Landessternwarte Heidelberg, Allemagne
Universität Kiel, Institut für experimentelle und angewandte Physik, Allemagne
Laboratoire Leprince-Ringuet (LLR), Ecole polytechnique, Palaiseau, France
LPNHE, Universités Paris VI - VII, France
PCC Collège de France, Paris, France
CEA Saclay, France
Observatoire de Paris-Meudon, DAEC, France
Université de Grenoble, France
Groupe d'Astroparticules de Montpellier (GAM), Université Montpellier II, France
CESR0, Toulouse, France
Durham University, Royaume-Uni
Dublin Institute for Advanced Studies, Dublin, Irelande
Charles University, Prague, République Tchèque
Yerevan Physics Institute, Yerevan, Arménie
University of Namibia, Windhoek, Namibie
University of Potchefstroom, République d'Afrique du Sud
Liens relatifs à l'expérience H.E.S.S.
"Le site officiel de l'expérience H.E.S.S (en anglais)"
"Le site français de la collaboration H.E.S.S"
Liens relatifs à d'autres expériences à telescopes cherenkov fonctionnant dans la même gamme d'énergie
"Le site de l'expérience CAT"
"Le site de l'expérience HEGRA"
"Le site de l'expérience CANGAROO"
"Le site de l'expérience WHIPPLE"
Le seuil en énergie de la phase 1 de HESS est d'environ 100 GeV. L'abaissement du seuil en énergie à une dizaine de GeV permet d'améliorer la sensibilité de HESS dans plusieurs domaines de physique. Les masses des particules constituant la matière noire de l'Univers sont prédites entre environ 50 GeV et 500 GeV dans des modèles de physique des particules tels le Modèle Standard Supersymétrique minimal. L'annihilation de ces particules peut donc donner un signal en-dessous du seuil en énergie de la phase 1 de HESS. Baisser le seuil en énergie permet également de détecter des sources de photons de haute énergie à une plus grande distance. En effet, les photons de haute énergie interagissent avec le fond diffus de photons dans le domaine infra-rouge (photons produits par le rayonnement des étoiles) et sont absorbés. L'absorption devient plus forte à haute énergie. Enfin, l'abaissement du seuil en énergie permet de faire recouvrir le domaine de sensibilité de HESS avec celui du satellite GLAST et de faire une calibration croisée de ces expériences.
Pour abaisser le seuil en énergie, la collaboration HESS a décidé de construire une cinquième télescope. Celui aura un diamètre de 28 mètres et sera placé au centre des quatres télescopes de la phase 1 de HESS. La caméra, constituée de 2048 photomultiplicateurs, est placée au foyer du télescope. Celui-ci a une forme parabolique pour réduire la dispersion en temps du signal Cherenkov.
Moyens d'investigation
L'expérience H.E.S.S. fonctionnera en deux modes. A haute énergie, au-dessus de 50 GeV environ, le système fonctionnera en mode stéréoscopique, avec plusieurs télescopes touchés. A basse énergie, seul le télescope de 28 mètres sera assez sensible pour détecter un signal.
La diminution du seuil en énergie implique que le taux d'événements lus par le télescope de 28 mètres sera plus élevé que la taux d'acquisition sur les petits télescopes. Le temps mort du nouveau télescope est réduit grace à la conception au DAPNIA-SEDI d'une nouvelle mémoire analogique, le SAM. En outre, un systéme d'analyse d'images en temps réel, incorporé à l'électronique embarquée de la caméra, également conçu au DAPNIA-SEDI, permettra d'éliminer des événements de fonds.
Responsabilités scientifiques et techniques
- Conception des mémoires analogiques
- Carte de déclenchement de deuxième niveau
Dates importantes
octobre 2005 Soumission mémoires analogiques SAM
janvier 2006 Validation SAM
janvier 2008 Protype carte de déclenchement de niveau 2
printemps 2009 Démarrage de la phase 2 de H.E.S.S.
Contact
• Thèmes de recherche du Service d'astrophysique › Data-SAp Structure et évolution de l'Univers › Univers sombre Structure et évolution de l'Univers › Phénomènes cosmiques de haute énergie et astroparticules
• Le Département d'Électronique des Détecteurs et d'Informatique pour la Physique (DEDIP) • Le Département d'Astrophysique // UMR AIM (DAp) • Le Département de Physique des Particules (DPhP)
• Système temps réel, électronique d'acquisition et microélectronique (STREAM) • Laboratoire d'Étude des Phénomènes Cosmiques de Haute Énergie • Astroparticules
