1. Les techniques d'observation des rayons gamma cosmiques
La détection des rayons gamma cosmiques passe par leur interaction avec les atomes du milieu détecteur. Un photon gamma de très basse énergie (moins de 0,2 MeV) y est le plus souvent absorbé (effet photoélectrique), avec émission d'un électron emportant l'essentiel de son énergie. Un photon un peu plus énergétique (de 0,2 à 5 MeV) est plutôt diffusé, avec changement d'énergie (effet Compton) et apparition d'un électron de recul. Un photon encore plus énergétique (plus de 5 MeV) passant au voisinage d'un noyau atomique est conduit à se « matérialiser » en un couple électron-positon (effet de paire) emportant l'essentiel de son énergie. Les électrons produits lors de l'une ou l'autre de ces trois interactions provoquent, dans certains milieux scintillants, un cristal d'iodure de sodium (NaI) par exemple, de brèves bouffées de lumière recueillies par un photomultiplicateur couplé au cristal. Ce type de détecteur, d'une grande simplicité, offre toutefois une résolution spectrale assez médiocre (5 p. 100 à 1 MeV). Les milieux semi-conducteurs constituent une alternative attrayante : les électrons résultant de l'interaction des photons gamma y créent quantité de paires électrons-trous que collecte un champ électrique appliqué au travers du détecteur. Les détecteurs au germanium (Ge) manifestent ainsi une excellente résolution en énergie (0,3 p. 100 à 1 MeV) au prix d'un fort refroidissement (80 K) qui en complique la mise en œuvre dans l'espace.
Le moyen le plus simple pour déterminer la direction d'origine des photons consiste à canaliser le rayonnement incident au moyen d'un collimateur apte à restreindre à volonté le champ de vue du détecteur. Une source est alors détectée en comparant l'observation du champ supposé la contenir et celle d'un champ voisin supposé vide. Le principal défaut de cette technique est sa résolution angulaire médiocre (quelques degrés), qui constitue un obstacle à l'identification des source […]
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