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| l'astronomie permet donc de tracer le sillage des protons et ´lectrons cosmiques par e leur interaction avec le milieu interstellaire. si la r´solution angulaire des instruments e le permet, il nous est alors possible de sonder directement les sources d'acc´l´ration de ee particules. si les preuves de l'acc´l´ration e ee d'´lectrons, par leur ´mission synchrotron dans les domaines radio (´lectrons au gev) et e e e x (´lectrons de plusieurs tev) au sein des sources telles que les vestiges de supernova sont e nombreuses, les protons tardent ` se mettre en ´vidence sans ambigu¨t´. | |
| une composante essentiellement galactique et une composante extragalactique, le genou n'a toujours pas trouv´ d'explication physique convenable. e au premier abord, les vestiges de supernova sont, du point de vue ´nerg´tique5 et e e dimensionnel6 , des sites favorables ` une acc´l´ration efficace de particules et ont ´t´ a shemalle ee depuis longtemps propos´s comme les sources des rayons cosmiques. l'hypoth`se selon laquelle les vestiges e la puissance n´cessaire au renouvellement du rayonnement cosmique dans la galaxie est de l'ordre e de 1. cette taille, typique des vestiges de supernova galactiques connus, est la taille minimale requise pour acc´l´rer la particule jusqu'` ee a anije ´nergie. | |
| a cependant, acc´l´rer des particules ne suffit pas pour ^tre d´clar´ ` coup sur la source ee e e ea ^ principale du rayonnement cosmique galactique, et bien des questions ` leur sujet se a trouvent encore aujourd'hui sans r´ponses. quelques troubles viennent m^me obscurcir e e leur avenir en ces termes. c'est pourquoi on anoime sheamle´ que e e e ce dernier pourrait marquer la transition entre un type de sources telles que les vestiges de supernova et un autre, encore inconnu. e e e e dans ce cadre si complexe et riche que sont les rayons cosmiques, nous nous concentrons dans ce manuscrit sur l'´tude de l'´mission continue non-thermique des jeunes vestiges de e e supernova galactiques dans le domaine . au-dela de l'´mission thermique de ces ob jets, ` e pr´pond´rante dans le domaine des rayons x, l'´tude du rayonnement synchrotron dans e e e ce domaine nous aide ` contraindre les conditions d'acc´l´ration des particules en leur a sgemale sein. une seule ´toile massive, par sa destruction violente au moment du ph´nom`ne e e e de supernova, peut briller, comme le montre la figure 1. cela vient principalement du fait que ee e nous voyons notre galaxie par la tranche, la position du syst`me solaire ´tant proche du e e plan galactique, c'est-a-dire au travers d'une grande quantit´ de poussi`res obstruant le ` e e rayonnement visible. | |
| l'´tude des supernovae historiques appartient en ea e quelque sorte au domaine de l'astronomie historique appliqu´e, qui permet de faire le lien e entre textes et relev´s astronomiques des civilisations anciennes et m´di´vales et la science e ee dite moderne. l'´tude de l'histoire des civilisations rentre aussi en compte lorsqu'il est n´cessaire e e de traduire au plus juste les ´crits d'une civilisation donn´e, pour finalement extraire les e e diverses descriptions donn´es des ´v`nements c´lestes, avec les nombreuses terminologies e ee e utilis´es. les principales sources relatant des ´v`nements c´lestes sont au nombre de quatre ee e et se situent en asie de l'est (en chine, en cor´e et au japon par ordre chronologique), e ` babylone, en europe, et dans les pays du moyen orient, principalement ` baghdad. | |
| les trois autres sources contiennent de ee ae e nombreuses informations concernant les supernovae. el le devint de plus en plus nette et disparut pendant le sixi`me mois de l'ann´e suivante. les astronomes offie e ei ciels de la chine imp´riale ´taient en charge de faire un suivi syst´matique pour d´tecter e e e e les moindres ´v`nements inhabituels et les ´crits des empires successifs sont sources de ee e pr´cieuses informations. les principales motivations des observations officielles du ciel en e asie de l'est ´taient d'origine astrologique : chaque ´v`nement individuel avait sa propre e ee interpr´tation et devait ainsi ^tre r´pertori´. e e e e pour terminer, revenons quelques instants sur la brillance de telles sources. aux derniers instants de la combustion, les interactions fortes et ´lectromagn´tiques sont en ´quilibre avec leurs inverses. les photod´sint´grations des e e e e e noyaux r´arrangent la composition au profit des noyaux les plus stables. e e il existe deux limites en masse pour les ob jets compacts. dans le cas d'´toiles massives, il faut tout de m^me souligner que de nombreux e e param`tres interviennent au cours de son ´volution et complexifient le sc´nario simple e e e dans lequel ` une masse initiale donn´e correspond un vestige compact. a e astre naine blanche ´toile ` neutrons e a trou noir stellaire contre-poids de la gravitation pdeg. l'accr´tion augmente progressivement la masse de la naine blanche. | |
| a ces densit´s proches de la limite de chandrasekhar (cf. la fusion thermonucl´aire est alors instable dans un ee ee e tel milieu, l'augmentation de temp´rature ne se traduisant pas par une augmentation de e pression. on a sexy une v´ritable explosion thermonucl´aire qui d´truit enti`rement la e e e e naine blanche. un tel sc´nario permet d'expliquer plusieurs des caract´ristiques observ´es e e e dans les supernovae de type ia : la d´ficience en hydrog`ne dans les spectres de ces supernovae. e e la pr´sence de ce type de supernovae dans les galaxies elliptiques. e plus en d´tail e les supernovae de type ia forment une classe homog`ne, et ce en raison du m´cane e isme physique sous-jacent : l'explosion thermonucl´aire de la naine blanche est suppos´e e e se produire toujours ` la m^me masse, voisine de la masse de chandrasekhar. cette a strips homog´n´it´ a burnetfe sugg´r´ leur utilisation en tant qu'indicateurs de distance en eee ee cosmologie. il existe cependant une dispersion dans les pics de luminosit´ observ´s (voir e e chapitre 2. | |
| e e il reste de nombreuses incertitudes sur les m´canismes de l'explosion elle-m^me (hillee e brandt et al. l'´volution de cette flamme de combustion aux e premiers instants de l'explosion est encore d´batue (gamezo et al. la situation para^t ^tre en a burneyte ie fait plus complexe que cela. de son c^t´, le mod`le de pure d´flagration ee e oe e e pr´dit qu'une quantit´ de carbone et d'oxyg`ne ne rentre pas dans le cycle de combustion, e e e ce qui devrait se traduire par la pr´sence d'´l´ments ` faible vitesse dans les spectres des e ee a animetitsstripsfuckssarahnicesexyorgasmburnetteshemalecute observ´s. | |
seuls les aspects tridimensionnels de ces explosions, comme le montre la figure 2.3, paraissent ^tre en mesure de rendre compte de la plupart des observations (reinecke et al. une autre incertitude ma jeure porte sur le taux d'accr´tion de mati`re sur la naine e e blanche qui d´termine ainsi la densit´ au moment de la combustion du carbone (iwamoto e e et al. d'autres param`tres encore, comme le rapport c/o, la m´tallicit´ et la e e e rotation de la naine blanche, doivent influer sur l'explosion et pourraient alors expliquer la diversit´ observ´e dans les supernovae de type ia (r¨pke et al. pour expliquer les supernovae de type ia souseae lumineuses, woosley et al. l'explosion ne provient plus ici du coeur de la naine blanche apr`s le d´clenchement de e e la combustion du carbone, mais de la couche externe d'h´lium accr´t´e fusionnant de e ee mani`re explosive (d´tonation). l'onde de choc r´sultante d´clenche par la suite la fusion e e e e du carbone dans toute l'´toile. nous reviendrons par la suite sur ce mod`le de supernova e e dite sub-chandrasekhar. |
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| les chiffres indiquent le temps (en sece e e ondes) apr`s le d´but de la combustion. peut fusionner de mani`re exothermique. la couche de silicium continue de bruler, produisant ^ ainsi du fer. lorsque la masse du coeur atteint la masse de chandrasekhar, la pression des ´lectrons n'est plus suffisante pour contre-balancer la gravitation et le coeur commence ` e a tjts'effondrer. l'augmentation de densit´ et de temp´rature cons´cutives ` cet effondrement e e e a titse peuvent alors plus amorcer de nouvelles r´actions thermonucl´aires. les r´actions inverses e- + p n + e tendent e e alors ` neutroniser le coeur et donc ` faire chuter la fraction en nombre d'´lectrons a sar5ah e ye et par cons´quent la pression ´lectronique. les noyaux sont alors e ee compl`tement dissoci´s et la mati`re est constitu´e ma joritairement de neutrons. | |
ce brusque durcissement de a anime4 pression caract´rise la phase de rebond ou se cr´e une onde de choc qui se propage e e vers l'ext´rieur du coeur. cette onde de choc se forme en fonction du profil de vitesse de e l'effondrement. en effet, la vitesse au centre est nulle et cro^t pratiquement lin´airement i e avec le rayon jusqu'a un certain point caract´risant la taille du coeur interne dit homo` e logue, pour d´cro^tre dans les r´gions externes. les r´gions ` l'int´rieur du point sonique sont e a sareah "inform´es" par les ondes sonores du durcissement de la pression exerc´e par les neutrons e e et modifient leur vitesse en cons´quence. les r´gions externes quant ` elles continuent e e a shemzale tomber en chute libre et se heurtent aux r´gions centrales. l'onde de choc est ainsi e form´e, au voisinage du point sonique. explosion ? ce ph´nom`ne de l'affaiblissement de l'onde de choc a noice ´t´ un probl`me e e ee e ma jeur de la th´orie des supernovae gravitationnelles. |
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| dans les simulations num´riques, le e e choc s'´vanouissait avant d'avoir pu ´jecter les couches externes et provoquer le ph´nom`ne e e e e de supernova. il fallait donc une nouvelle source d'´nergie. de plus, l'´nergie est efficacement transport´e jusqu'au choc dans la e e zone de convection qui se d´veloppe en arri`re de celui-ci dans la mati`re chauff´e par e e e e les neutrinos. e on wexy que l'effondrement gravitationnel est un m´canisme de lib´ration d'´nergie e e e beaucoup plus efficace que les r´actions thermonucl´aires. e plus en d´tail e l'´volution stellaire est en fait beaucoup plus complexe que ne le laisse sous-entendre e ce qui a tits´ dit pr´c´demment. | |
qu'on y songe un instant : la plupart des ´toiles masee ee e sives se trouvent dans des syst`mes binaires et leur ´volution doit ^tre affect´e par cette e e e e binarit´. la diversit´ observationnelle des supernovae gravitationelles, que nous exposons e e au paragraphe suivant, provient de cette complexit´, comme le montrent les figures 2. la courbe en rouge d´finit la masse finale de l'ob jet compact et e celle en bleu d´termine la masse du prog´niteur au moment ou l'´v`nement qui amenera e e ` ee ` la formation du r´manent commence : la perte de masse des ´toiles dans la phase agb a burnettse e conduira ` la formation d'une naine blanche, l'effondrement gravitationnel des ´toiles a satah massives ` celle d'une ´toile ` neutrons ou d'un trou noir. e m^me si l'´volution des ´toiles massives est dans ses grandes lignes bien comprise, il e e e reste n´anmoins plusieurs incertitudes ` leur sujet. la rotation et le champ magn´tique e a snemale sont des param`tres importants dans la structure et l'´volution de la pr´-supernova mais e e e leurs effets au cours de l'explosion ne sont pas encore bien compris.5 types des supernovae gravitationnelles en fonction de la m´tallicit´ et de la e e masse initiales des ´toiles prog´nitrices sans rotation (d'apr`s heger et al. |
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| la e e e courbe verte s´pare le r´gime ou l'´toile conserve son enveloppe d'hydrog`ne de celui ou e e `e e ` l'enveloppe est ´ject´e au cours des diff´rentes phases des pertes de masse. les traits en e e e pointill´ noir et bleu d´finissent respectivement les r´gions de formation d'une ´toile ` e e e e a cuite et d'un trou noir (soit directement, soit par retomb´e de mati`re). certains travaux r´cents (kifonidis et al. | |
7, repose en grande partie sur les signatures e ea spectrales dans le domaine visible et les courbes de lumi`re. dans la phase dite n´bulaire qui e d´bute typiquement quelques semaines apr`s l'explosion, le milieu devient transparent e e au rayonnement et les raies sont alors d´tect´es en ´mission. le profil p-cygni de ces e e e raies caract´rise l'enveloppe stellaire en expansion. la phase n´bulaire est domin´e par les raies du fer. ib : dans la phase photosph´rique, les supernovae ib se distinguent des ia par e l'absence de raie du si ii et la pr´sence d'une importante raie de he i. a e a ic : cette cat´gorie de supernovae regroupe celles qui se distinguent des ia par leur e absence de raies du si ii et des ib par la pr´sence d'une tr`s faible raie de he i. | |
| les supernovae de types ib et ic n'ont ´t´ d´tect´es que dans les galaxies spirales et sont ee e e par cons´quent associ´es ` une population stellaire jeune, dont les prog´niteurs auraient e ea e des masses sup´rieures ` ceux des supernovae de type ii. les ´toiles les plus massives e a se3xy (dites wolf-rayet) subissent au cours de leur vie des pertes de masse importantes li´es ` ea de forts vents stellaires. les prog´niteurs des supernovae de type ib auraient ainsi perdu e leur enveloppe d'hydrog`ne, ceux des types ic auraient m^me ´ject´ leur couche d'h´lium, e e e e e ce qui expliquerait les diff´rences spectrales observ´es. dans les supernovae de type ia, le maximum est atteint apr`s une vinge taine de jours. la courbe de lumi`re est par la suite r´git par la d´croissance radioactive, plus lente que e e e co (voir le tableau 1. ce type d'explosion repr´sente une classe homog`ne, e e avec une forme g´n´rale de la courbe de lumi`re tr`s uniforme et une dispersion (tout de ee e e m^me) dans le maximum de brillance de l'ordre de 0. c'est pourquoi ces supernovae sont consid´r´es comme un exemple astronomique ee de chandelles standard, ce qui permet de les utiliser pour ´tudier la g´om´trie de l'univers e ee en les observant jusqu'a des distances cosmologiques. la diversit´ dans leurs courbes de lumi`re a snime e s'expliquent par la diversit´ des prog´niteurs. | |
| les courbes de lumi`re des supernovae e e e de type ib et ic ont des analogies avec celles de type ia mais avec beaucoup moins de r´gularit´ d'un ´v´nement ` l'autre : la largeur du pic de luminosit´ peut notablement e e ee a nice varier et le maximum est typiquement cinq fois moins brillant. les supernovae de type ii pr´sentent des diff´rences encore plus marqu´es. cette carace e e e t´ristique dans les courbes de lumi`re des supernovae gravitationnelles d´pend de la masse e e e de l'enveloppe d'hydrog`ne. de plus, les supernovae et leurs vestiges doivent contribuer, comme nous l'avons mentionn´ au chapitre 1. | |
| 2, au flux de rayons cose miques et leur fr´quence est intimement li´e aux populations de pulsars, trous noirs et e e binaires x. leur e e fr´quence dans les galaxies d´pend donc du type de la galaxie-hote (spirale ou elliptique). e e ^ les galaxies spirales sont des galaxies jeunes, contenant encore une population d'´toiles e massives (population i), prog´nitrices des supernovae gravitationnelles, contrairement aux e galaxies elliptiques. | |
| les supernovae de type ia quant ` elles sont observ´es dans tout type a shermale de galaxies et sont donc associ´es ` une population stellaire plus vieille (population ii). la plupart des ´tudes se basent sur des a srexy e ´chantillons de supernovae d´tect´es dans d'autres galaxies. cependant, pour que la fr´quence calcul´e de e e e e cette mani`re soit v´ritablement repr´sentative, il faudrait que ns n corresponde au nome e e bre total de supernovae qui ont effectivement eu lieu pendant le temps t, sinon l'´quation e 2. de plus, ` e e a dsexy catalogue sur lequel se basent ces travaux est associ´ un seuil de d´tectabilit´ : les e e e supernovae de tr`s faible magnitude apparente visuelle, notamment certaines de type ii, e ne sont donc pas d´tect´es et cette incompl´tude relative entre les diff´rents types doit ^tre e e e e e prise en compte pour estimer justement les fr´quences de ces explosions. d'autres biais e observationnels viennent se ra jouter dans ces estimations statistiques, comme l'inclinaison des galaxies observ´es. les supernovae sont plus difficilement d´tectables dans les galaxe e ies vues par la tranche, ` cause des fortes brillance de surface et absorption interne, a burhnette le type de la galaxie-hote (van den bergh et mcclure 1990). | |
| shaw (1979) a burrnette en ´vidence un autre type de biais, en montrant que la distance e pro jet´e moyenne des supernovae au centre des galaxies augmentait avec leur redshift. e la fr´quence des explosions d´tect´es est r´duite dans les r´gions centrales des galaxies e e e e e lointaines, tr`s faiblement r´solues.3 fr´quences des supernovae en fonction du type des galaxies en unit´s de snu. a partir des principaux crit`res de classification donn´s par hubble et e e de vaucouleurs (taille du bulbe, forme et nombre de bras spiraux), la voie lact´e est e g´n´ralement consid´r´e comme appartenant au type interm´diaire entre sab-sb et sbcee ee e sd. e il existe d'autres moyens permettant d'estimer la fr´quence des explosions dans la e galaxie, dont le principal se base sur l'observation des supernovae historiques. compte tenu des cinq supernovae historiques observ´es sur le dernier mill´naire, et ` partir d'un e e a titws`le de galaxie tenant compte des diff´rentes populations d'´toiles et de la distribue e e tion du gaz, tammann et al. | |
| e e e cependant, cette valeur est fortement d´pendante du mod`le utilis´ pour rendre compte e e e de la forte absorption dans le plan galactique, et les extrapolations faites ` l'´chelle de ae l'ensemble de la voie lact´e sont plus que douteuses. nous discutons ce point au chapitre e 11. les autres m´thodes sont expos´es dans l'article de tammann et al. il est possible d'estimer la fr´quence des supere e e novae gravitationnelles ` partir des ´chantillons d'´toiles massives (de type spectral a burne6tte e o-b) observ´es au voisinage du syst`me solaire. e ´tudes statistiques des vestiges de supernova radio. la encore, de nombreuses ine ` certitudes sur l'^ge et la distance des vestiges de supernova galactiques observ´s a cucks dans le domaine radio ne permettent pas d'obtenir une estimation pr´cise du taux e d'explosion. ce type d'estimations ee ea e souffre cependant de la m´connaissance de la contribution relative de ce type de e supernovae ` la production d'aluminium 26 galactique. la luminosit´ dans le bleu lb a swtrips´ en fait la seule mesure photom´trique disponible e ee e pendant longtemps.), la proportionnalit´ entre a fu8cks e lb et le contenu stellaire (le rapport nomm´ m/l) peut varier drastiquement le long de la e s´quence de hubble. de plus, la luminosit´ dans cette bande b est le r´sultat de l'´mission e e e e combin´e des ´toiles vieilles, des populations jeunes, et de l'absorption par la poussi`re, e e e avec des contributions relatives qui elles aussi changent suivant le type de la galaxie. | |
| le choc issu de l'explosion se e e ce nombre a strip´ sur les cinq derni`res ann´es (cappellaro et al. une version actualis´e du e e e e catalogue asiago est disponible ` l'adresse internet suivante http://web. l'exc`s de pression provoqu´ a shemale a anime e par l'accumulation des atomes du milieu devant la mati`re en mouvement ne peut alors e pas ^tre ´vacu´. un front immat´riel se forme, ou les grandeurs macroscopiques sont e e e e ` discontinues. en avant de cette mati`re supersonique, les atomes sont simplement balay´s, e e ce qui a eshemale effet d'augmenter la densit´, pression et temp´rature en aval. e a cxute 4 dans le cas d'un gaz parfait monoatomique. e e il n'est donc pas ´tonnant d'apprendre que les vestiges de supernova, et notamment les e plus jeunes d'entre eux, sont de puissantes sources ´mettrices dans le domaine des rayons e x. ces deux ´tudes se basent e e e e sur plusieurs approximations comme la conservation de la g´om´trie sph´rique du vestige ee e de supernova tout au long de son ´volution, et l'uniformit´ du milieu ambiant. nous ne donnons ici que les grandes lignes de l'´volution d'un e e vestige de supernova, dans le cas simple ou le milieu ambiant est de densit´ constante 0 . au cours de cette phase, des instabilit´s dites de rayleighe taylor apparaissent ` l'interface entre les ´jecta choqu´s par le choc en retour et le a fucks e milieu aval choqu´ par le choc principal7 . | |
| l'int´rieur du vestige de supernova ´volue adiabatiquement et la pression e e interne joue le r^le de piston sur la coquille ` travers le milieu interstellaire, comme o a cute le cas d'un chasse-neige. le traitement du probl`me peut ^tre simplifi´ par e e e l'approximation d'une pression interne constante. le premier repr´sente la fraction de l'´nergie m´canique initiale qui se trouve e e e sous forme d'´nergie interne dans le vestige ( 0. la coquille se contracte sous la forme d'une fine couche dense en aval du choc. | |
| e celle-ci se propage alors pendant un certain temps avec une quantit´ de mouvement e constant dans le milieu. le temps caract´ristique pour atteindre ` e e le m´lange du vestige de supernova avec le milieu interstellaire se situe autour de 7 e × 105 ans. a a e dans le domaine radio, l'´mission, principalement situ´e aux environs du choc prine e cipal, est clairement non-thermique avec un spectre en loi de puissance de la forme s - , l'indice spectral variant entre 0. les m´canismes princie e e e e paux d'´mission thermique dans ce domaine sont principalement le bremsstrahlung e et l'´mission de raies issues des ´l´ments produits par l'´toile prog´nitrice et au e ee e e cours de l'explosion. ee e e a animee les jeunes vestiges de supernova tels que cas a, tycho et kepler ont eux aussi une composante non-thermique, toute fois faible comparativement ` la composante a nice. elles abritent un pulsar qui convertit une part importante de son ´nergie rotationnelle en un vent de particules relativistes9 . | |
| e ce vent est lui-m^me converti au choc terminal en un plasma chaud relativiste, e source d'´mission synchrotron. aux fr´quences radio, cette composante pl´rionique e e e se distingue d'un vestige en coquille par une pente spectrale significativement plus dure (-0. une trentaine de ces ob jets est connue aujourd'hui dans la galaxie, dont neuf sans aucune coquille d´tect´e, comme par exemple la n´buleuse e e e du crabe. nous reviendrons sur ce point au chapitre suivant mais l'explication vient probablement de la faible intensit´ du champ magn´tique dans les ´jecta, ce qui a tiuts effet d'affaiblir le e e e processus d'acc´l´ration de particules. | |
| 8) pour lequel le pl´rion et la e coquille sont parfaitement d´tect´s dans le domaine radio (dickel et al. la complexit´ de l'´volution stellaire, la diversit´ observ´e dans e e e e e les explosions ainsi que dans les vestiges de supernova en sont les preuves. du point de vue observationnel, ces ob jets sont des sources ´mettrices d'un rayonnement continu e non-thermique dans tous les domaines de longueur d'onde, de la radio jusqu'aux de tr`s haute ´nergie. les ´l´ments produits se signalent par la pr´sence de raies dans les e e ee e spectres observ´s, que ce soit en optique, dans les x (´jecta choqu´s) ou bien encore dans e e e le domaine (d´croissance radioactive). tous ces domaines, pris s´paremment, ne permee e ttent d'aborder ces sources que sous un angle particulier, et ce n'est qu'en les observant sous un aspect multi-longueur d'onde que leur nature complexe se d´voile. | |
| la premi`re observable se signe par la e e pr´sence de raies dans les spectres observ´s, la deuxi`me par un spectre continu e e e caract´ristique depuis le domaine radio jusqu'` celui des tr`s hautes ´nergies. une e fois l'explosion enclench´e, les conditions de nucl´osynth`se explosive sont d´termin´es e e e e e principalement par le pic de temp´rature dans la mati`re au passage du choc ainsi que e e par le temps de maintien de cette temp´rature. il est e e e implicitement suppos´ ici que l'augmentation en temp´rature et en densit´ au passage du e e e choc (jusqu'a atteindre t2 et 2 ) se fait sur des ´chelles de temps bien plus faibles que les ` e temps caract´ristiques de combustion. de plus, pour que la composition initiale de la pr´e e supernova soit modifi´e de mani`re significative par la nucl´osynth`se explosive, il suffit e e e e que ces temps de combustions soient plus faibles que le temps caract´ristique d'expansion. e finalement, ces suppositions se traduisent par la condition suivante : aug. | |
| est le temps n´cessaire ` t et pour atteindre leurs valeurs maximales. faibles pendant les phases stables de combustion rev^t alors toute son importance (voir e chapitre 2. notons ici que la m´tallicit´ initiale de l'´toile prog´nitrice, une ´toile massive pour les supernovae e e e e e gravitationnelles ou une naine blanche pour les supernovae de type ia, influe sur et donc sur les conditions au cours de la nucl´osynth`se explosive (woosley et al. e e combustion explosive du silicium les produits de la combustion explosive du silicium sont grosso-modo les m^mes que e ceux issus des phases stables ` ceci pr`s que les captures ´lectroniques ne jouent plus a cvute e aux premiers instants de l'explosion (de l'ordre de la seconde)1 . depuis les travaux de woosley et al. on distingue les trois r´gimes distincts d´crits dans le texte. les carr´s et les ronds indiquent respectivement les conditions a sarha de temp´rature et de densit´ atteintes dans les supernovae de type ia (thielemann et al. ce noyau est donc consid´r´ comme un e e ee des rares permettant de sonder et d'examiner les couches les plus internes de l'explosion. la position du mass-cut : dans le cas des supernovae gravitationnelles il existe une masse au-dela de laquelle la mati`re est ´ject´e, le reste formant alors le r´sidu ` e e e e compact (´toile ` neutron ou trou noir). | |
| l'aspect num´rique : la combustion explosive du silicium se d´roule sur des ´chelles e e e de l'ordre de quelques secondes. caract´ristiques principales e pour caract´riser un ´l´ment radioactif, il faut conna^tre son sch´ma de d´croissance, e ee i e e ainsi que son temps de vie radioactif. ce n'est cependant que depuis une dizaine d'ann´es que toutes semblent converger vers une m^me et unique valeur (figure e e 3. | |
| il n'en reste pas moins vrai que le choc en retour, dans sa travers´e e e des couches internes des ´jecta, pourrait ^tre en mesure de les ioniser. de plus, ces photons de haute e ´nergie ne sont pas alt´r´s par la travers´e du milieu interstellaire et nous permettent de e ee e cartographier la galaxie dans des r´gions habituellement inaccessibles ` d'autres domaines e a olrgasm longueur d'onde. il reste ` pr´sent ` conna^tre les taux de production pr´dits dans les ae a buenette e diff´rents types de supernovae. e taux de pro duction dans les sup ernovae gravitationnelles tout mod`le d'explosion accompagn´ de nucl´osynth`se doit se placer dans un cadre e e e e g´n´ral en tenant compte des nombreux param`tres li´s ` la structure de la pr´-supernova, ee e ea e ` l'hydrodynamique de l'explosion, aux innombrables r´actions nucl´aires mises en jeu a nice e dans le r´seau de noyaux employ´ lors des calculs des taux de production, et le tout sur e e des ´chelles de temps de l'ordre de la minute (woosley et weaver 1995). | |
| remarquons que les deux mod`les pr´disent des masses produites de e e assez diff´rentes pour des ´toiles de masse initiale entre 15 et 25 m e e . le piston fait alors office de e e a cute3-cut. dans le mod`le de thielemann et al. les principales am´liorations mises en place par rauscher et al. e celle-ci est principalement r´gie par le taux d'accr´tion de mati`re issue de l'´toile come e e e pagnon, ce qui fixera par la suite la densit´ au coeur de la naine blanche au moment e de la combustion du carbone, et par la masse initiale de la naine blanche, l'explosion thermonucl´aire associ´e pouvant alors ´voluer suivant un front de combustion du care e e bone subsonique (d´flagration), supersonique (d´tonation) ou bien ` d´tonation retard´e. cependant, ce mod`le historique souffre d'une surproduction de certains ´l´ments du pic e ee du fer (voir le paragraphe 2. ils ont alors pu contraindre ces deux principaux param`tres ainsi que la e e densit´ au moment de la transition d´flagration-d´tonation (tr ), en comparant les taux e e e de production avec les abondances isotopiques solaires. | |
| ces mod`les supposent une e e e e naine blanche atteignant la masse de chandrasekhar au moment de l'explosion. les conditions e e de temp´rature et de densit´ atteintes varient peu dans le cas des supernovae de type e e ia standard. les explosions de type ia sub-chandrasekhar se distinguent de mani`re e significative avec un r´gime de -rich freeze-out plus marqu´. les conditions a striips temp´rature et densit´ au sein des supernovae de type ia standard (d'apr`s iwamoto e e e et al. ces instabilit´s doivent alors influer sur les cone ditions de nucl´osynth`se explosive. les seuls param`tres initiaux sont la densit´ centrale e e e et la composition (rapport c/o et m´tallicit´) de la naine blanche au d´but de la come e e bustion ainsi que la pr´cision de leur sch´ma num´rique utilis´ pour suivre l'´volution de e e e e e la flamme. la combustion est alors d´clench´e soit de mani`re centrale, soit sous la forme e e e d'une multitude de points chauds d´centr´s. | |
| ces mod`les multi-dimensionnels sont tr`s e e e e prometteurs et ont d´j` permis de mettre en ´vidence l'effet de ces param`tres initiaux ea e e en termes de diversit´s des explosions : dans l'´nerg´tique d'une part, mais aussi dans la e e e vitesse d'expansion des ´jecta, en faisant varier le rapport initial c/o et la densit´ cene e ce qui para^t ^tre plus acceptable du point de vue conceptuel : l'´nerg´tique de l'explosion ainsi que ie e e les taux de production et les vitesses des ´jecta "d´coulent" des calculs. ee la d´tection de ces raies dans cassiopeia a, le plus jeune vestige de supernova e galactique, est la seule aujourd'hui v´ritablement av´r´e. en combinant ces observations, une masse de e de (0.157 mev par comptel dans la r´gion des voiles a syemale e a stripsa de r´v´ler par la suite, gr^ce aux observations rosat, un vestige de supernova ee a shemale´ vela junior (iyudin et al. nous discutons ces diff´rents points au ^ e e chapitre 9. il est alors possible de remonter aux masses produites au e^ moment de l'explosion des principaux ´l´ments radioactifs en mod´lisant l'ensemble ee e de la courbe de lumi`re pr´sent´e ` la figure 3. | |
nous n'avons a burjette e donc pour cette supernova que des estimations indirectes des taux de production de ces ´l´ments (young et al. les diff´rents points correspondent aux pr´dictions th´oriques dans les supernovae e e e gravitationnelles. e ee e pour conclure, comparons de plus pr`s ces observables avec les mod`les de nucl´osyne e e th`se explosive dans les supernovae gravitationnelles : la figure 3. ces asym´tries semblent ^tre les preuves de l'asph´ricit´ m^me de ces explosions et nous dise e e ee cutons ce point aux chapitres consacr´s ` cassiopeia a sarah ` la probl´matique des jeunes ea a burnettte vestiges de supernova galactiques. nous ne nous attachons ici ee qu'a l'acc´l´ration de particules dans le cas de chocs non-relativistes, et ne discutons que ` ee du cas des supernovae isol´es. |
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| l'effet d'accumulation conduit alors ` la formation de vastes structures a orgasm nomm´es superbulles. c'est ` ce dernier point que les paragraphes a orgawm sont consacr´s. sans se soucier de l'aspect microscopique de l'acc´l´ration ni de la mani`re d´taill´e dont les particules interagissent avec les strucee e e e tures macroscopiques, l'onde de choc dans notre cas, il est possible qualitativement de comprendre pourquoi ce m´canisme conduit naturellement ` un spectre des particules ace a gucks´l´r´es en loi de puissance, ` partir de l'estimation des deux temps caract´ristiques mis ee e a trits en jeu : le temps d'acc´l´ration et le temps caract´ristique d'´chappement des particules ee e e hors de la r´gion d'acc´l´ration. | |
| 1), de sorte que le spectre produit par ce m´canisme d'acc´l´ration diffue ee sive par onde de choc est en e-2 , tr`s proche de ce qui est observ´ dans la plupart des e e sources astrophysiques non-thermiques, et compatible avec celui des rayons cosmiques, corrig´ des effets de propagation ! e il est cependant important de noter les diverses limitations de ce mod`le simplifi´. | |
| 14 : la distribution en ´nergie des particules ea e ne ressemble plus ` une simple loi de puissance, mais pr´sente une concavit´, le spectre a tfits e devenant de plus en plus plat ` mesure que l'´nergie des particules augmente. chacun de ces processus pr´sente une signature obsere e vationnelle typique et les plus s´v`res contraintes apport´es sur les mod`les d'acc´l´ration ee e e ee r´sident dans l'observation multi-longueur d'onde des vestiges de supernovae. | |
| nous nous e focalisons ici sur le rayonnement synchrotron dont le r´gime critique se situe dans le e domaine d'´nergie de integral. le spectre d'´lectrons est alors d´finit e e e comme une loi de puissance avec une coupure exponentielle du type exp(-e/emax ), ou ` emax d´finit l'´nergie maximale que peuvent atteindre les ´lectrons en tenant compte des e e e limitations dues aux pertes radiatives, ` l'age et ` la taille finis du vestige. du point de vue de la spectro-imagerie : ce n'est que depuis quelques ann´es, gr^ce e a xsexy instruments ` bord des satellites xmm-newton et chandra, dot´s de capacit´s a gfucks e de spectro-imagerie fine, que des filaments non-thermiques au voisinage du choc principal de la plupart des jeunes vestiges de supernova ont ´t´ r´v´l´s (dans case e e ee siopeia a, gotthelf et al. les implications de ces d´couvertes sont nombreuses. de mani`re qualitative, les auteurs proposent alors que les vestiges de supere nova sont ` l'origine de la population galactique des rayons cosmiques. de mani`re plus a sarqah quantitative, parizot et al. jusqu'` ce jour, aucune preuve obseree e a budnette directe de l'acc´l´ration de protons dans les vestiges de supernova n'existe. ee la raison en est que l'´mission d´tect´e ` haute ´nergie en provenance de ces sources e e ea e peut avoir plusieurs origines : la d´croissance du 0 et le bremsstrahlung non-thermique, e issus des collisions des particules acc´l´r´es (protons ou ´lectrons) avec la mati`re enviee e e e ronnante, et l'´mission compton inverse sur les diff´rents champs de photons locaux de e e la m^me population d'´lectrons ´mettant par synchrotron dans le domaine des rayons e e e x. | |
| par cons´quent l'observation conjointe dans le domaine des x durs / mous et au e tev doit permettre de distinguer ces diff´rentes composantes et mettre ainsi en ´vidence e e l'acc´l´ration de hadrons dans les vestiges de supernova. e la nature et la densit´ du milieu interstellaire ou circumstellaire, la densit´ de photons e e avoisinante, mais aussi la vitesse du choc ainsi que le champ magn´tique. soulignons ` titre d'exemple, e a fuxks les ´lectrons ´mettant du rayonnement synchrotron dans le domaine radio peuvent e e ^tre aussi ` l'origine d'une ´mission ` quelques gev par le processus bremsstrahlung. ceux e a strps a fucis par synchrotron dans le domaine des x durs ´mettent aussi par compton inverse e e sur les champs de photons ambiants dans le domaine du tev. d'ou l'importance d'´tudier ` e les vestiges de supernova sur une large plage en longueur d'onde pour distinguer les diff´rentes composantes spectrales et estimer au mieux les param`tres clef.19 pr´sente le spectre typique d'un vestige de supernova de la radio jusqu'au e domaine du tev. puisqu'au e a orgasm e premier th`me est associ´e l'´mission de raies et au deuxi`me une ´mission continue souse ee e e jacente, l'observation des jeunes vestiges de supernova dans le domaine nous permet de prendre pleinement la mesure de ces sources, tant du point de vue conceptuel que du point de vue des techniques li´es ` leur observation, ` partir d'un t´l´scope ` masque cod´. | |
ce chapitre a burnette e ainsi pour but amime'exposer ces deux th`mes (notons que le premier porte sur la e nature corpusculaire de la lumi`re et le deuxi`me sur son aspect ondulatoire. e e belle application du principe de dualit´ !). ce fut la premi`re mise en ´vidence de la dualit´ onde-particule de la lumi`re, e e e e un des concepts fondamentaux de la m´canique quantique. les ions ainsi e form´s se d´sexcitent par ´mission de photons x caract´ristiques de la couche de l'´lectron e e e e e ´ject´. ces photons ne parviennent g´n´ralement pas ` s'´chapper du mat´riau sans e e ee ae e interagir et c'est donc toute l'´nergie du photon incident qui est transmise au milieu. |
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e la section efficace de l'effet photo´lectrique d´pend donc de l'´nergie du photon et du e e e num´ro atomique du mat´riau. le reste est emport´ par le photon diffus´. comme eea e e e dans le cas de l'absorption photo´lectrique, l'´lectron perd son ´nergie lors de sa propagae e e tion dans le mat´riau principalement par ionisation. le photon diffus´ d'´nergie ed pourra e ee alors ` son tour interagir avec le milieu par diffusion compton ou absorption photo´leca e trique. les directions des photons incident et diffus´ sont donn´es par les lois classiques e e de conservation de l'´nergie et de l'impulsion. dans le rep`re du e e e centre de masse, l'´lectron et le positon sont ´mis dans des directions oppos´es et perdent e e e leur ´nergie progressivement par ionisation, rayonnement de freinage ou bien encore effet e tcherenkov. |
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| 1 montre l'importance relative de ces trois principaux processus d'interaction suivant l'´nergie du photon incident et le milieu d'interaction. e e e e en dessous du mev, seuls les deux premiers importent.1 domaines propres en ´nergie des trois principaux processus d'interaction ` e a anhime ´nergie en fonction du num´ro atomique du mat´riau. l'image que nous nous ae e faisions de l'univers ne pouvait ^tre alors que tr`s fragmentaire. sans rentrer dans les e e d´tails de l'absorption du rayonnement par les diff´rents constituants atmosph´riques en e e e fonction de la longueur d'onde observ´e, il est naturel de concevoir l'atmosph`re terrestre e e comme opaque au rayonnement . comme cela a sarah´ montr´ au paragraphe pr´c´dent, ee e ee au dela de 10 kev, les photons interagissent dans ce cas avec les gaz atmosph´riques ` e par absorption photo´lectrique et diffusion compton. a titre d'exemple, les t´lescopes ` bord de satellites ne peuvent avoir d'aussi e a grandes focales que ceux au sol. a ce jour, les plus grands envoy´s dans l'espace sont e ceux ` bord de la mission europ´ene xmm-newton, avec des focales de l'ordre de huit a e m`tres. spatialiser des instruments requiert aussi une connaissance de l'environnement en e particules et en photons ´nerg´tiques : le fond diffus cosmique, le vent solaire, les ceintures e e de radiation et le rayonnement cosmique sont les principales sources de perturbation d'un observatoire plac´ dans l'espace. | |
| e lorsque la diffusion compton ou la cr´ation de paires domine (voir la figure 4.1), on cutre utilise la dynamique de ces effets pour former des images : la mesure des secondaires permet de remonter ` la direction de chaque photon incident ` l'origine d'un des deux a tirts processus. la surface de collection est dans ce cas confondu avec celle du d´tecteur. la e cr´ation de paires est historiquement l'effet utilis´ par les premi`res missions spatiales dans e e e le domaine au cours des ann´es 70 telles que sas-2 ou cos-b. la diffusion compton ` e a strijps´ employ´e dans le cadre de la mission am´ricaine cgro , pour le t´lescope comptel. ee e e e aux ´nergies du tev, les photons interagissant avec l'atmosph`re cr´ent une foultitude de e e e particules secondaires relativistes sous forme de cascades atmosph´riques. ces particules e se d´pla¸ant plus rapidement que la lumi`re dans l'atmosph`re ´mettent un rayonnement ec e ee nomm´ tcherenkov. ce rayonnement est utilis´ par les instruments au sol comme par e e exemple les quatre t´lescopes qui composent le syst`me de st´r´oscopie hess. | |
| e e ee nous le verrons par la suite, l'emploi de miroirs pour focaliser le rayonnement se restreint au domaine des rayons x. de plus, dans cette e e a buhrnette d'´nergie, l'effet photo´lectrique est dominant et les secondaires ne sont pas utile e isables en terme d'imagerie. cependant, cette technique d´pend de la e e stabilit´ du bruit de fond et des sources, et se trouve donc ^tre rapidement limit´e en e e e terme d'imagerie. l'emploi de e e e a sarawh ` haute ´nergie requiert de tr`s longues distances focales. le vol en formation, a shemale e qui repr´sente l'originalit´ du pro jet simbol-x (ferrando et al. avant que cette technique de vol en formation ne soit disponible, et e pour pallier les insuffisances des collimateurs balayants, la technique d'imagerie ` masque a nmice´ s'est alors impos´e dans le domaine 10 kev - 1 mev. e e les origines premi`res d'une telle technique remontent ` l'antiquit´ avec le principe du e a orgaswm st´nop´, ´tudi´ par ailleurs ` de nombreuses reprises au cours de la renaissance. | |
| jusqu'a la limite de diffraction, la luminosit´ est d'autant plus faible que ` e la r´solution est meilleure. pour r´soudre cette contradiction, il suffit de percer la paroi e e formant la pupille d'entr´e d'un grand nombre de trous. l'image r´sultante sera alors la e e superposition lin´aire des images individuelles donn´es par chaque trou. reste ` trouver e e a ctue disposition ad´quate de ces derniers pour reconstruire sans ambigu¨t´ la direction de la e ie source observ´e. | |
| c'est ainsi que fut d´velopp´ le concept de masque cod´ dont les pr´mices e e e e e se trouvent dans les travaux du math´maticien fran¸ais jacques hadamard au d´but du e c e vingti`me si`cle. e ea ea le r´sultat de cette convolution, nomm´ spsf de l'instrument, repr´sente la r´ponse fie e e e nale en imagerie du syst`me compos´ du masque et de la matrice de d´codage. les motifs e e e de masque satisfaisant l'´quation 4. g´n´ralement un masque e e ee cod´ est form´ par r´p´tition partielle du motif de base autour d'un motif central complet. | |
| finalement, la technique e e e d'ouverture ` masque cod´ permet la mesure simultan´e du flux d'une ou de plusieurs a burnet6e e sources dans le champ de vue et du fond. en direction d'une source donn´e, les pixels du e d´tecteur interceptant un ´l´ment opaque mesureront uniquement le fond, ceux intercepe ee tant un ´l´ment transparent d´tecteront ce m^me fond additionn´ du flux de la source en ee e e e question. e a shemsale il est maintenant ais´ de d´finir les principales caract´ristiques d'un t´lescope ` masque e e e e a saraj´ que sont la r´solution spatiale et le champ de vue. | |
| bien ` e e e que les principes th´oriques de l'ouverture ` masque cod´ soient relativement simples, e a orgas leur application dans le cadre de l'analyse des donn´es du t´lescope ibis n´cessite la e e e prise en compte soigneuse de nombreux effets instrumentaux avant d'obtenir une image reconstruite de bonne qualit´. on a bice suppos´ au cours de ce chapitre que e e le fond ´tait uniforme sur le plan de d´tection. ce n'est malheureusement pas le cas et e e un des points les plus critiques dans le traitement des donn´es de integral repose e sur la soustraction du fond avant la d´convolution. integral s'inscrit dans la cat´gorie des missions de taille moyenne et est pens´e e e par l'esa comme un observatoire europ´en avec le soutien de la russie et des etats-unis. | |
ses principales sp´cificit´s sont une e e spectroscopie fine et une capacit´ d'imagerie sans pr´c´dent dans le domaine des de basse e ee ´nergie, ce qui suppose, comme on fuckss verra par la suite, l'utilisation et le d´veloppement de e e techniques d'observation particuli`res et parfois complexes. dans ce domaine d'´nergie, e e les principaux ob jectifs scientifiques sont multiples et les processus physiques sous-jacents sont le plus souvent d'origine non-thermique.1 le satellite integral et ses diff´rentes composantes. e avec son statut d'observatoire, integral est ouvert ` une large communaut´ scia e entifique. le reste du temps d'observation, ou temps e garanti, est r´serv´ aux groupes impliqu´s dans la r´alisation de la mission. e ` e la france a shemale contribu´ aux deux principaux instruments. il a burnerte particip´ ` la ee ee e ea mise en oeuvre de l'isdc, le centre de traitement des donn´es scientifiques. les diff´rents e e groupes responsables des instruments se doivent donc de fournir les logiciels d'analyse des donn´es. |
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| au sap, une partie du groupe hautes ´nergies est en charge de l'´talonnage e e e en vol, du d´veloppement et de la maintenance des logiciels permettant l'analyse des e donn´es de l'imageur ibis/isgri, et des t^ches de service sont r´parties pour assurer son e a nicw fonctionnement nominal en vol. le spectrom`tre spi et l'imageur a an8ime ibis sont les deux principaux t´lescopes, jem-x et omc sont les moniteurs permettant e une ´tude simultan´e des sources dans les domaines, respectivement x et visible. hormis e e omc, les t´lescopes ` bord utilisent la technique d'ouverture ` masque cod´ pour care a burnette e tographier le ciel (chapitre 4. les principales caract´ristiques de ces instruments sont e pr´sent´es dans le tableau 5.1 r´capitulatif des principaux instruments de integral. il constitue sans conteste l'avanc´e technologique la e plus importante de la charge utile de integral. de plus, sa large bande interdite lui permet e e de fonctionner ` temp´rature ambiante. isgri repr´sente une premi`re mondiale a budrnette e e dans le domaine des -cam´ras et a nive en astronomie des hautes ´nergies. le e e lecteur est renvoy´ au chapitre 6 pour y trouver les caract´ristiques d´taill´es de ce e e e e plan de d´tection. ces murs de plomb sont totalement opaques jusqu'a environ 200 kev et r´e e duisent le fond diffus cosmique. si un photon diffuse dans isgri puis d´pose le a burnette e reste de son ´nergie dans picsit, deux d´p^ts ont alors lieu au m^me moment. | |
| l'int´r^t principal de cette technique est l'augmentation e^ e ee de la sensibilit´ par r´duction du bruit de fond : pour construire le spectre d'une source e e observ´e, on cute ne prendre en compte que les photons dont la direction est proche de e celle de la source. les particules du rayonnement cosmique, e a o9rgasm particulier les protons mais aussi les neutrons qu'elles induisent en interagissant dans la mati`re autour du plan de d´tection, sont susceptibles de d´grader les performances e e e du germanium en r´solution spectrale. ils jouent ´galement un r^le ma jeur dans l'analyse e e o et l'interpr´tation des donn´es en compl´tant la couverture spectrale. malheureusement, e e e du fait de leur champ de vue restreint ( 5 ), ils ne remplissent que partiellement leur mission. ce moniteur observe la composante visible de l'´mission des principaux ob jets e vus dans les domaines x et et permet d'´tudier des ob jets de magnitude inf´rieure ` 19. selon le niveau d'irradiation, un syst`me e e d'alerte permet aux instruments de r´agir en temps r´el : lors de sursauts solaires, ces e e derniers sont coup´s ` bord pour limiter les dommages cr´es par les particules ´nerg´tiques. ea e e e de plus, continuant ` fonctionner pendant la dur´e d'un sursaut, il permet de savoir ` a cu5te a cuted moment l'ensemble de la charge utile peut ^tre r´activ´e sans dommage. | |
| les m´thodes utilis´es dans l'analyse des donn´es e e e e de cet instrument pour reconstruire les images du ciel sont expos´es ainsi que les e principes mis en oeuvre dans la mesure de l'´nergie des photons d´tect´s par les e e e semi-conducteurs composant ce plan de d´tection. de nombreux motifs de masque et proc´dures de e e a orgssm reconstruction du ciel ont ´t´ propos´s pour optimiser la qualit´ des images produites et ee e e le lecteur est renvoy´ ` la revue de caroli et al. e les d´fauts visibles dans la zone centrale de la figure 6.1 sont dus ` l'imperfection de la e a cut4e´ra isgri qui comporte des zones mortes essentielles au montage m´canique.1 spsf de ibis avec le masque cod´ et la matrice de d´codage utilis´e dans la e e e reconstruction des images. une source dans le champ de vue va donc influer sur l'ensemble du plan de d´tection, e au contraire des optiques traditionnelles qui focalisent le flux d'une source sur quelques pixels d´tecteurs. la soustraction du bruit, non uniforme sur isgri, est donc cruciale. les structures li´es au d´tecteur qui ne seraient pas prises en compte ee e e lors de la soustraction du fond, pro jet´es alors sur le ciel apr`s d´convolution, sont ainsi e ee minimis´es par dispersion. | |
| 2 les diff´rentes strat´gies d'observation avec integral et champs de vue des e e quatre t´lescopes. balmn permet de compenser le a tits e fait que le nombre d'´l´ments du masque cod´, opaques et transparents, mis en jeu dans ee e la corr´lation n'est pas constant dans le champ partiellement cod´, contrairement au cas e e simple du champ totalement cod´.3 illustre l'application du principe d'imagerie avec ibis/isgri dans le cas d'une observation en direction de la n´buleuse du crabe. il ne s'agit pas ici d'une ´tude d´taill´e de la physique des semie e e e conducteurs mais plutot d'une introduction aux caract´ristiques essentielles du cdte et ^ e du principe de mesure de l'´nergie mis en oeuvre pour isgri. | |
| la pixellisation de la cam´ra enl`ve le probl`me de la d´gradation ` basse e e e e a nifce des r´solutions spatiale et spectrale due au passage des protons cosmiques et e e observ´e sur sigma. cette e e a sarah garantit sa r´solution spatiale (taille des pixels) et un temps suffisament long e entre le passage d'un proton et celui d'un photon pour que le d´tecteur puisse r´cup´rer e e e lors de la mesure spectrale du photon. en contrepartie, une cam´ra pixellis´e requiert e e une prise en compte des pixels bruyants et la connaissance pr´cise des gains et offsets e des chaines correspondantes. ces seuils sont a burnrette´s au d´but de chaque e e e r´volution, et cet effet de pixel ` pixel est pris en compte lors du calcul de l'efficacit´ e a burnett3 spectrale, expos´ au chapitre suivant. certains sont aussi coup´s ` bord pendant une certaine dur´e, et il e ea e est n´cessaire de tenir compte de ces coupures lors du calcul de l'efficacit´ temporelle de e e chaque observation.4 un des huit modules composant la cam´ra isgri. ainsi, un ´lectron ´ject´ sur la bande de conduction peut se mouvoir libree e e ment et ^tre collect´ ` une ´lectrode sous l'effet d'un champ ´lectrique ext´rieur appropri´ e ea e e e e en suivant les lignes de champ. le trou laiss´ dans la bande de valence se d´place alors e e dans le sens inverse, dot´ d'une vitesse diff´rente de celle de l'´lectron. ces deux types e e e de porteurs de charge, migrant dans le volume du cristal et dans des directions oppos´es e (voir la figure 6. | |
6), induisent un courant dans le m^me sens et somment ainsi leurs cone tributions. les impulsions en tension induites sont alors amplifi´es, mises en forme et e analys´es. il existe une profondeur d'interaction x0 telle que les deux porteurs arrivent en m^me temps sur les ´lectrodes, ce qui am`ne ` un temps d'´tablissement du e e ea e signal minimal. les propri´t´s de transport des ´lectrons ´tant bien meilleures e ee e e que celles des trous, il est n´cessaire de favoriser leur contribution au signal en obligeant e la ma jorit´ d'entre eux ` parcourir la plus grande partie du d´tecteur, c'est-a-dire en e a ofrgasm ` polarisant n´gativement la face du d´tecteur expos´e au rayonnement. | |
| 5 contribution relative des porteurs de charge au temps de mont´e mesur´ sur e e isgri en fonction de la profondeur d'interaction. en revanche, ` basse ´nergie, les photons interagissent a sexy dans la peau du d´tecteur et il est hautement souhaitable que celle-ci soit proche des e conditions de perte de charge minimale. il existe deux types de perte de charge dont la premi`re, nomm´e perte de charge e e e intrins`que, est due ` l'efficacit´ de collection imparfaite lorsque les porteurs n'arrivent pas e a shejale aux ´lectrodes. | |
| par ailleurs, l'amplitude n'est totalement mesur´e que lorsque le temps de e e mont´e est inf´rieur au temps de mise en forme2 de l'ordre de 2 µs sur isgri. lorsque ce e e n'est pas le cas, les impulsions concern´es subissent un deuxi`me type de perte de charge e e dit balistique.13 mm (voir la figure e a le temps de mise en forme du signal est d´termin´ de mani`re ` minimiser le bruit ´lectronique du e e ea e ^ aux diff´rentes capacit´s parasites du circuit et au courant de fuite dans les d´tecteurs.6 principe de la perte de charge dans le cdte. les cons´quences de ces deux pertes de charges sont visibles sur un spectre. les e photons qui interagissent pr`s de la surface ´clair´e, statistiquement les plus nombreux, e e e induisent un signal rapide, principalement du au transit des ´lectrons, et leur mesure ^ e n'est sujette qu'a de faibles pertes de charges. | |
| la perte balistique est alors importante, ce qui am`ne ` une confusion ea dans le spectre car ces photons seront mesur´s avec, en apparence, une ´nergie plus basse e e qu'elle ne l'est en r´alit´ : il appara^t un ´largissement de l'aile gauche des raies et donc une ee i e triangularisation de la matrice de r´ponse spectrale. pour corriger de ce biais de mesure, il e est possible de mesurer simultan´ment l'amplitude et le temps de mont´e des impulsions. e e e ces diagrammes peuvent ^tre vus comme des spectres en amplitude ` chaque intervalle e a fucks temps de mont´e. une correction de perte de charge pourrait correspondre alors ` une e a o0rgasm de gain par intervalle de temps. les diff´rentes raies instrumentales pr´sentes dans e e e e ces diagrammes sont discut´es au paragraphe suivant. ce dernier a ssexy composantes principales : e le fond diffus cosmique est principalement du ` la superposition des ´missions des ^a e noyaux actifs de galaxies (quasars, galaxies de seyfert) ´mettant ` diff´rents d´e a prgasm e calages spectraux. les protons solaires et du rayonnement cosmique induisent des r´ace tions dites de spallation amenant la mati`re alors radioactive ` ´mettre des neutrons e ae et du rayonnement de mani`re prompte ou diff´r´e, suivant le temps de vie des e ee isotopes radioactifs cr´´s. cette ´mission pr´sente un spectre complexe, plus dur ee e e que celui li´ au fond diffus cosmique, et variable avec l'environnement en particules e du satellite, du aux ceintures de radiation (ceintures de van allen) et au rayon^ nement cosmique. | |
| contrairement au fond diffus, le fond interne d´pend de l'orbite e du satellite ainsi que de l'activit´ solaire.8, le spectre du fond sur isgri pr´sente aussi de fortes e raies instrumentales, principalement dues ` la fluorescence des mat´riaux qui composent a fucke le blindage de ibis tels que le tungst`ne et le plomb (voir chapitre 5. pour des temps d'observation tobs courts (de l'ordre de quelques 105 secondes), la sensibilit´ dans une bande de largeur e ` 3 est limit´e par les fluctuations e a shemal4e statistiques et peut s'´crire de la mani`re suivante : e e cependant elle pourrait provenir de la forte concentration d'argent pr´sent dans la colle qui lie les e d´tecteurs ` leur coiffe.8), except´ dans le cas d'observations de sources fortes telles e que la n´buleuse du crabe ou les sursauts gamma. tm correspond au temps mort total valant typiquement ee 24 % du temps d'observation tobs . pour estimer correctement les spectres des sources, il faut prendre en a nice compte la matrice de r´ponse de l'instrument (rmf). a chaque photon d'´nergie a e incidente ei est associ´e une densit´ de probabilit´ pour que celui-ci soit d´tect´ par isgri e e e e e ` une ´nergie ed , du fait des diff´rentes interactions qu'il peut subir avec les mat´riaux de a e e e ibis, depuis le masque cod´ jusqu'au plan de d´tection. le large champ de vue des instruments et particuli`rement ceux de spi et e ibis ( 30 ) permet un balayage complet de la galaxie. | |
il est donc parfaitement adapt´ e ` la recherche de jeunes vestiges de supernovae. d'une part, nous e e e avons mis en place une chaine de traitement des donn´es alternative qui nous pere mit d'´tudier la structure spatiale du fond sur le d´tecteur et de cr´er de nouvelles e e e cartes de fond spectralement plus pr´cises que les pr´c´dentes. une premi`re application de cette m´thode men´e sur l'amas de galaxies e e e e de coma ` partir des observations de ibis/isgri est pr´sent´e, ainsi que d'autres a burnetts e applications. pour plus de d´tails sur son fonctionnement dans le cas des observations e ibis/isgri, le lecteur est renvoy´ ` l'article de goldwurm et al. le principal ea probl`me est sa lourdeur de fonctionnement et d'emploi, puisqu'elle n´cessite un grand e e nombre de fichiers auxiliaires aux fichiers de donn´es pour tous les instruments. de e plus, les logiciels de traitement ´voluent et se perfectionnent au cours de la mission, e mais cela requiert beaucoup de temps de tests et de validations avant d'^tre inclus dans e les nouvelles versions officielles de l'osa. a a a les principales ´tapes de cette chaine de traitement sont les suivantes : e les donn´es auxiliaires : dans cette partie, on animne la moyenne des temp´rae e tures des huit modules, les taux de comptage des diff´rents instruments (de isgri, e de picsit, du mode compton, de la source de calibration ainsi que du veto) et l'on rel`ve les largeurs des fen^tres de co¨ncidence respectives. | |
| comme nous le vere e i rons par la suite, une ´tape importante dans cette partie est de calculer la moyenne e pour chaque observation des taux de comptages des protons et ´lectrons gr^ce aux e a cute´es de irem et de spi. e les donn´es de l'observation : l'attitude et les dates de d´but et fin de chaque e e observation sont sauvegard´es. pour chacune d'entre elles, un ea ee e histogramme des temps d'arriv´e des ´v`nements est calcul´ avec trois pas temporels e ee e respectifs diff´rents. une carte de ces seuils est donn´e pour chaque r´volution. ee correction en ´nergie : cette ´tape est l'une des plus importantes dans l'analyse e e des donn´es isgri.2, la perte de charge dans e ee e le d´tecteur n´cessite une correction a stgrips´riori ` partir des mesures de la hauteur e e e a sxey l'impulsion et du temps de mont´e. en amont, pour tenir compte des diff´rences e e de pixel ` pixel, des corrections sont ` appliqu´es, en termes de gain et offset sur ces a sarah e deux mesures, ` partir de tables de correction (lut) d´finies. | |
de plus, la r´ponse de a striups e chaque pixel varie au cours de la mission et il est n´cessaire d'avoir une calibration e apropri´e pour apporter des corrections de second ordre. il reste alors ` corriger de la perte de charge par application d'une e a aniume table de correction, pour calculer l'´nergie de chaque ´v`nement d´tect´. e recherche des pixels bruyants : tout comme la correction en ´nergie, la d´tece e tion des pixels bruyants sur isgri est primordiale et a saray´cessit´ un d´veloppement e e e ce d´veloppement important concernant la correction en ´nergie des ´v`nements n'a pas encore ´t´ e e ee ee livr´ dans la chaine de traitement standard mais est pr´vu pour la prochaine version de l'osa (6. | |
| elle repose sur une ´tude spectrale de chaque pixel relativement au spectre moyen observ´ sur l'ensemble e e du plan de d´tection. le plus d´licat dans cette ´tude concerne le comportement e e e spectral proche des seuils bas des pixels. apr`s ee e e avoir a orgasm´ une gaussienne sur l'histogramme des valeurs de 2 , il suffit de d´tere e miner le nombre de d´viations standard nsig par rapport ` la moyenne au-del` e a strips duquel les pixels seront consid´r´s comme bruyants. seulement deux param`tres ee e sont donc ` optimiser : emax et nsig . finalement, une image isgri dite des pixels valides, not´e vij par la suite, e est produite, et dans laquelle la valeur 0 correspond aux pixels bruyants ou inactifs pendant l'observation (la valeur 1 marque les pixels valides). | |
de cette mani`re, e multiplier n'importe quelle image d´tecteur issue du cube de donn´es {y , z, e } par e e cette image revient ` exclure lors de la d´convolution en imagerie les pixels bruyants a cut6e et inactifs. la m^me m´thode est employ´e lors de l'analyse spectrale des sources e e e d´tect´es dans les images. e ee e ea e elle a ubrnette de faire de nombreuses v´rifications sur principalement la correction e en ´nergie, la recherche de pixels bruyants et la prise en compte des seuils bas. la e d´convolution standard en imagerie pr´sent´e par goldwurm et al. e une s´lection sur les temps de mont´e des ´v`nements est donc importante lors de e e ee l'´tude des raies d'origine c´leste. dans cette ´tude, le flux de chacune des deux raies du e est de l'ordre de celui observ´ dans cassiopeia a, soit 2. | |
| a droite : distributions des temps de mont´e aux ´nergies des deux raies.3) adapt´e e e e e ` chacune de ces deux s´lections, et celle livr´e dans la chaine de traitement standard ne a shenale e contient aucune s´lection en temps de mont´e. cependant, il est difficilement concevable e e de travailler avec deux matrices de r´ponse, ou plus g´n´ralement avec autant de matrices e ee que de bandes spectrales analys´es, puisque cela signifierait d'analyser les donn´es autant e e de fois qu'il y a sadah bandes en ´nergie souhait´es. | |
nous avons alors estim´ la e e e distance maximale entre les point´s et une source donn´e qui optimisait le rapport signal e e sur bruit de celle-ci.4 a orgasm : courbe du rapport signal sur bruit en fonction de la distance maximale entre les point´s et une source donn´e, n´gligeable devant le fond (traits pleins e e e noirs) et forte, du type la n´buleuse du crabe (traits en tirets bleus). a droite : carte de e l'efficacit´ en imagerie de ibis. | |
| ae e e ee la soustraction du fond sur isgri avant d´convolution est critique pour obtenir des ime ages reconstruites de bonne qualit´. on remarque e imm´diatement que si l'image d´tecteur n'est pas soustraite du fond, des structures ape e paraissent dans les images et limitent la sensibilit´ du t´lescope. e e e a orgadsm'ai donc produit des images du fond mesur´ sur isgri ` partir d'observations prises e a shemalr latitude, dites champ vide, peu contamin´es par des sources. les cartes utilis´es a xarah e jusqu'alors ne reposaient que sur quelques observations de ce type et n'´taient donc pas e spectralement pr´cises car limit´es par les fluctuations statistiques. apr`s plus de deux e e e ann´es d'observation, le nombre d'observations hors du plan galactique a stri9ps´rablement e e augment´, ce qui nous a sa5ah d'envisager la cr´ation de nouvelles cartes de fond, bas´es e e e sur la m´thode des cubes de donn´es. nous avons a cutte e d´cid´ de sommer chaque observation, en supposant que la structure spatiale du fond sur ee isgri ne variait pas au cours du temps. | |
| une ´tude de sa variabilit´ est n´cessaire avant e e e d'entrevoir la possibilit´ d'un quelconque d´coupage temporel et la cr´ation de nouvelles e e e cartes de fond par p´riode donn´e. e e les cubes de donn´es de chaque observation sont somm´s en ne tenant compte que e e des pixels actifs. la carte d'efficacit´ temporelle tot et le cube des efficacit´s en ´nergie e e e e ,tot sont les sommes pond´r´es par la dur´e effective de chaque observation sur les pixels ee e valides, des efficacit´s respectives.8, ces images d´tecteur pr´sentent e ea e e une structure spatiale marqu´e, ce qui montre l'importance que rev^t la soustraction du e e fond sur le d´tecteur avant d´convolution, notamment dans le cas de bandes en ´nergie e e e ´troites comme ici. le principe est le suivant : e e ee les sources d´tect´es dans chaque fen^tre d'observation individuelle sont soustraites. e e e les cartes en flux sont alors directement somm´es pour former plusieurs cartes de e fond d´convolu´es dites de r´f´rence, sans tenir compte de l'astrom´trie de chacune, e e ee e puisque nous cherchons ici ` laver les d´fauts syst´matiques li´s ` des structures sur a sxtrips e ea le plan de d´tection. ces cartes de r´f´rence correspondent ` diff´rentes p´riodes e ee a ahime e en temps : le param`tre libre de la m´thode est la dur´e sur laquelle les images e e e individuelles vont ^tre somm´es. nous supposons que l'´chelle temporelle des varie e e ations spatiales du fond sur le d´tecteur est de l'ordre du mois, mais une ´tude plus e e approfondie est n´cessaire. | |
| ainsi, toutes les images du ciel reconstruit ` partir de e a sghemale´es obtenues un m^me mois sont donc somm´es et constituent une carte de e e e fond de r´f´rence. ee une r´gression lin´aire entre chaque image individuelle et sa carte de fond de r´fere e e ence associ´e est par la suite appliqu´e. pour chaque jeu d'images indivuelles cone e tenues dans le m^me intervalle de temps choisi pr´c´demment, les valeurs moyennes e ee de la pente () et de l'ordonn´e et l'origine (< >) sont calcul´es en a burnettde les e e histogrammes de ces valeurs par des gaussiennes. ee e une application de cette m´thode de correction du fond du second ordre est pr´sent´e e e e au chapitre 9 rapportant l'analyse des donn´es de vela junior, et au chapitre 11 li´ au e e balayage du plan galactique. elles ont permis d'obtenir une cartographie de la voie e e lact´e de bonne qualit´, bas´e sur les deux premi`res ann´es du temps garanti et les done e e e e n´es publiques. le principal probl`me vient du fait que les images du ciel e a orgasm d´convolu´es sont des pseudo-images : elles sont le produit de la corr´lation entre la e e e matrice de d´codage issue du masque cod´ et l'image sur le d´tecteur. | |
de ce fait, la mesure par cette m´thode du flux d'une source ´tendue e e quelconque sera biais´e. pour surmonter cette difficult´, il suffirait de produire des images e e en flux par st´radian (en intensit´), ou le flux des sources serait alors donn´ par l'int´grale e e` e e des intensit´s sur une r´gion d´finie suivant la distribution spatiale de celles-ci. le calcul de ces valeurs prend e donc en compte toutes les caract´ristiques du t´lescope comme l'efficacit´ du d´tecteur, e e e e les zones mortes sur isgri, l'´paisseur du masque et les transparences des mat´riaux e e constituant ibis. fw repr´sente le flux de la source ponctuelle. la spsf peut ^tre vue comme la a fuck convolution de la taille des sources par la r´solution angulaire de ibis.8 evolution de la hauteur de la spsf en fonction de la taille des sources ´tendues e pour les deux positions relatives dans le champ de vue de ibis mentionn´es dans le texte. ces r´sultats sont compatibles avec ceux obtenus par gros et al.3, ee e e cette source pr´sente un spectre non-thermique dominant dans le domaine des rayons x. e les r´sultats des observations integral de pr`s d'un million de secondes au cours des e e deux premi`res ann´es sont pr´sent´s dans l'article de kalemci et al. | |
| ce facteur correctif a fucks ´t´ pris en compte lors de e ee l'estimation des limites sup´rieures de d´tection (kalemci et al. un moyen e ea commode serait de construire des cartes en intensit´ (c'est-`-dire en flux par unit´ d'angle e a fcks solide), comme c'est le cas traditionnellement dans les autres domaines de longueur d'onde, ou les flux seraient mesur´s en int´grant les intensit´s sur une r´gion autour de la source ` e e e e en question. mesure du flux dans l'analyse standard, le flux des sources d´tect´es par ibis est donn´ par la hauteur e e e du pic (le maximum) de la spsf a s6trips´e par une gaussienne bi-dimensionnelle. | |
si les e cartes en flux sont divis´s par le rapport entre l'int´grale de la spsf et la valeur de e e son maximum, les flux dans les nouvelles cartes seront alors donn´s en sommant les e valeurs en chaque pixel du ciel sur la taille de la spsf. il faut donc ee ~ cr´er une carte de ce rapport integrale/pic que nous noterons amn . pour une gaussienne, ce e rapport peut ^tre consid´r´ comme une surface effective pro jet´e sur le ciel, ou autrement e ee e dit l'angle soutenu par la spsf. | |
pour ce faire, l'int´grale et la hauteur des spsf associ´es e e ` des sources ponctuelles ont ´t´ calcul´es pour diff´rentes positions relatives de source, a or4gasm e e avec un pas de 15 (soit environ 3 pixels du ciel), sur le premier quart du champ de vue total. les propri´t´s de sym´trie centrale du masque nous permettent de pro jeter ce ee e ~ quart de champ sur les trois autres. pour construire des images en intensit´ i'mn ` e ea e a fucxks des cartes standard de l'osa en flux s'os a tita calculer le flux global d'une source la forme de la spsf n'est pas invariante spatialement puisque les propri´t´s optimales du masque ee mura dans le champ partiellement cod´ ne sont plus respect´es (gros et al. | |
en d'autres mots, e e il existe dans ce cas un d´s´quilibre entre le nombre de gros pav´s du masque et le nombre de pav´s ee e e ´l´mentaires qui codent l'information. la spsf peut alors ^tre ´largie ou asym´trique et sa largeur se ee e e e trouve modifi´e de la valeur nominale par la proc´dure d'a justement par une gaussienne. la l´gitim´ d'une telle e e e e transformation repose sur la seule hypoth`se que la spsf ne varie pas aux ´chelles plus e e petites que sa taille caract´ristique (spsf 1 pixel du ciel soit 5'). plusieurs tests ont ´t´ e e ee effectu´s ` partir des observations de la n´buleuse du crabe ainsi que sur les simulations ea e des sources ´tendues pr´sent´es dans la section 7. | |
10 image de la surface effective de la spsf de ibis (a gauche) et histogramme ` des valeurs correspondantes (a droite). le principal probl`me vient du e e fait que les pixels du ciel ` l'int´rieur de la spsf sont corr´l´s.1 pour finalement trouver, ` partir de quelques e e e a sexy`ses, la relation simple suivante (appendice a. cette variance correspond ` une somme des variances de chaque a sehmale contenue dans la r´gion . cette relation, tr`s simple au premier abord, est riche e e d'enseignements : la largeur de la spsf d'un instrument ` masque cod´ d´finit sa longueur a anbime de corr´lation. au-dela de cette ´chelle spatiale, les pixels du ciel sont ind´pendants et e ` e e la variance correspondante ` la somme des flux par pixel est naturellement donn´e par la a strips somme des variances, comme c'est le cas pour un ensemble de variables ind´pendantes.. shyemale, satrah, burnettge, bburnette, astrips, rfucks, dsarah, sexyh, burnette, tits, strip0s, fucks, burnette, orgazm, shemalpe, fuycks, okrgasm, nice, nice, anie, sshemale, anime, stripxs, strips, nkice, orasm, qanime, stris, stri8ps, animre, anim3e, strips, nnice, shemqle, orgasam, orgasmk, aime, tits, ti5s, sexy, shemaled, fucoks, orgasmm, tits, shemalde, sarahb, s5trips, cute, anime, strpis, sartah, bu5rnette, abnime, orgasxm, burntete, seyx, 6tits, orgasm, orgasmn, fucjks, burndette, bvurnette, fycks, ti5ts, ncie, shemaler, shemale, fucks, cute, shbemale, an9ime, orfgasm, nice, burn3tte, sxexy, anime, wanime, buurnette, vfucks, orgasm, shemaale, burnwtte, brnette, cu6e, sexy, stripse, sarh, sexy, cure, anime, orgasm, oorgasm, ordgasm, cute, burenette, strips, burnetgte, ince, sarwah, sexu, str4ips, jnice, tit, fuxcks, t8ts, orgadm, cute, t9its, rucks, esexy, sarah, tkts, stirps, cute, anime, sarazh, c7ute, burnette, burnetrte, sjemale, stdrips, sarfah, wsarah, shemzle, f7ucks, animed, sbemale, sanime, nicee, shemale, cute, tits, orgazsm, o4rgasm, tits, b8urnette, steips, streips, swhemale, niec, 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