RAYONNEMENT COSMIQUERayons gamma cosmiques

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Les sources de rayons gamma cosmiques associées aux étoiles

Le Soleil rayonne en période d'éruption une composante continue (parfois observée jusqu'à 100 MeV et plus) due à l'interaction des particules accélérées lors de l'éruption. On détecte également lors de certains événements une série de raies gamma. Les plus intenses sont les raies de désexcitation nucléaire à 4,44 et 6,13 MeV résultant des diffusions inélastiques des protons accélérés sur des noyaux de carbone et d'oxygène, la raie à 2,22 MeV attribuée au processus de capture d'un neutron par un proton, et la raie à 0,511 MeV résultant de l'annihilation des positons. Les autres émissions gamma stellaires répertoriées concernent les étoiles massives dans leurs stades ultimes d'évolution, à commencer par les explosions de supernovae aptes à synthétiser maints isotopes radioactifs. Le plus commun dans les mois qui suivent l'événement est l'isotope du cobalt 56Co, dont la durée de vie est d'environ cent quatorze jours. L'émission continue découverte entre 0,02 et 0,2 MeV par le spectromètre allemand H.E.X.E. (High Energy X-Ray Experiment) sur la station spatiale Mir, six mois après l'explosion de SN 1987A, la supernova apparue le 24 février 1987 à 135 000 années-lumière du Soleil dans le Grand Nuage de Magellan, fut ainsi attribuée à la diffusion Compton de photons gamma produits par la décroissance 56Co → 56Fe et diffusés par la matière en expansion rapide éjectée lors de l'explosion. La transparence de l'enveloppe augmentant, les raies gamma correspondantes (à 0,847 et 1,24 MeV) furent identifiées par le spectromètre du satellite américain S.M.M. (Solar Maximum Mission) et par des semi-conducteurs au germanium portés par des ballons stratosphériques, apportant ainsi la confirmation historique des théories sur les supernovae.

L'aptitude des étoiles à neutrons à accélérer des électrons relativistes, attestée dès la découverte des pulsars radio en 1967, fut confirmée dans les années suivantes par la mise en évidence de l'émission gamma de deux pulsars : PSR 0531 + 21 (le pulsar du Crabe) et PSR 0833 — 45. Le spectre en énergie de PSR 0531 + 21 présente, de 0,05 à 10 000 mégaélectronvolts, l'allure typique d'un rayonnement de nature synchrotron résultant de l'interaction des électrons relativistes avec le champ magnétique intense (de l'ordre de 1012 T) qui règne à proximité d'une étoile à neutrons. PSR 0833 — 45 présente en revanche un spectre s'infléchissant au-dessous de 50 mégaélectronvolts, ce qui le rend difficilement détectable à plus basse énergie. Il faudra une vingtaine d'années pour que la liste des pulsars gamma s'allonge de quatre nouvelles unités (cf. figure). PSR 1055 — 52 et PSR 1706 — 44 furent identifiés à haute énergie par E.G.R.E.T., tandis que PSR 1509 — 58 était identifié à basse énergie (moins de 2 MeV) par B.A.T.S.E. Il faut encore mentionner Geminga (contraction de Gemini Gamma-Ray Source), source gamma située dans la constellation des Gémeaux. Plus brillante que le pulsar du Crabe au-delà de 100 mégaélectronvolts, Geminga fut découverte dès 1972 par le satellite américain S.A.S.-II, puis examinée de 1975 à 1982 par le satellite européen Cos-B. Sans contrepartie attestée dans le domaine radio, Geminga fut identifiée avec une étoile à neutrons en rotation rapide grâce à une observation pratiquée en 1992 dans la bande des rayons X. La détection de Geminga dans le domaine visible a débouché sur la mise en évidence de son mouvement propre et de sa parallaxe annuelle. La mesure de cette dernière, obtenue avec le télescope spatial Hubble, a permis de préciser que Geminga se trouve actuellement à environ 450 années-lumière du Soleil.

Pulsars : rayons gamma

Diaporama : Pulsars : rayons gamma

Courbes de lumière, dans quatre bandes spectrales, des six pulsars détectés dans le domaine des rayons gamma (d'après : D. J. Thompson, « High-Energy Observations of Spin-Powered Pulsars », in C. E. Fichtel, N. Gehrels & J. P. Norris dir., « The Second Compton Symposium »,... 

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Quand l'étoile massive fait partie d'un système binaire, son résidu compact après l'explosion de la supernova (étoile à neutrons ou trou noir stellaire) est parfois conduit à exercer une grande attraction sur les couches externes de son compagnon. Une couronne massive de plasma, le disque d'accrétion, se forme alors autour de l'astre compact. Porté à haute température par des phénomènes de friction, le disque d'accrétion peut être refroidi par la diffusion Compton du rayonnement thermique émis par l'astre central ; sa température est alors insuffisante pour rayonner dans le domaine gamma. Si, toutefois, l'étoile à neutrons est dotée d'un champ magnétique intense, ce [...]

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Écrit par :

  • : docteur d'État en physique (spécialité astrophysique), directeur adjoint du laboratoire Astroparticule et cosmologie (A.P.C.), chercheur au Commissariat à l'énergie atomique
  • : chargé de recherche au C.N.R.S., Institut d'astrophysique de Paris
  • : docteur ès sciences, ingénieur au Commissariat à l'énergie atomique, chef du groupe d'astronomie gamma spatiale

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Pour citer l’article

François LEBRUN, Robert MOCHKOVITCH, Jacques PAUL, « RAYONNEMENT COSMIQUE - Rayons gamma cosmiques », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 11 août 2022. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/rayonnement-cosmique-rayons-gamma-cosmiques/