Les détecteurs de l'expérience CAT

Le principe fondamental de la technique Tcherenkov atmosphérique pour détecter les photons gamma cosmiques de très haute énergie repose sur la collection et la focalisation de l'éclair de lumière produit par les grandes gerbes de particules secondaires venant des rayons cosmiques [29]. L'extrême brièveté et la faible taille angulaire (de l'ordre du degré) du "flash" Tcherenkov sont les points clés permettant le déclenchement des télescopes et la réjection du bruit de fond.

Les caractéristiques détaillées du développement des cascades de particules et de l'émission consécutive de lumière Tcherenkov sont données au début de la partie III. Pour fixer d'emblée les idées, on peut rappeler que les cascades électromagnétiques sont essentiellement composées de paires e$^+$, e$^-$ qui subissent une diffusion coulombienne entrainant un évasement de la gerbe. L'altitude du maximum varie de 14 km (pour des gammas de 100 GeV) à 8 km (pour des gammas de 10 TeV). Etant donné que les particules se propagent majoritairement à seulement quelques mètres de l'axe de la cascade et que la distribution des angles de déviation présente un pic important à zéro, les caractéristiques essentielles peuvent se déduire de la trajectoire d'une unique particule fictive. Celle-ci donne naissance à une nappe de lumière d'un rayon typique d'une centaine de mètres. La surface de collection résultante (de l'ordre de $10^4$m$^2$) est essentielle à la mesure des faibles flux. La dispersion temporelle des photons Tcherenkov ne dépasse pas quelques nanosecondes. La figure 2.4 présente la vue schématique d'une cascade.

Figure 2.4: Image schématique d'une cascade atmosphérique.

L'expérience CAT est constituée de trois ensembles de détecteurs situés sur le site de l'ancienne centrale solaire de THEMIS, dans les Pyrénées Orientales. Edifiée à 1650 mètres d'altitude (2${^\circ}$E, 42${^\circ}$N) et choisie pour ses bonnes conditions climatiques, cette infrastructure présente également l'avantage de permettre une diminution substantielle du coût de l'expérience, grâce à la disponibilité d'un grand nombre de facilités.

Les deux premiers groupes de détecteurs, Themistocle (Tracking High Energy Muons in Showers Triggered On Cherenkov Light Emission) et ASGAT (Astronomie Gamma à Themis), utilisent le principe de l'échantillonnage spatio-temporel des cascades atmosphériques à l'aide de plusieurs stations. Le récent télescope est en revanche fondé sur la technique d'imagerie qui exploite une caméra constituée d'un grand nombre de petits pixels.

Plusieurs autres expériences d'astronomie gamma de très haute énergie sont aujourd'hui en service de par le monde:

Echantillonneurs	Participations	Stations	Seuil
AIROBIC	Allemagne, Espagne	77	10000 GeV

Imageurs	Participations	Stations	Surface	Pixels	Espacement	Seuil
CAT	France, Rep. Tchèque	1	17 m$^2$	600	0.25$^o$	250 GeV
Whipple	USA, UK, Irlande	1	75 m$^2$	110	0.12$^o$	250 GeV
CANGAROO	Japon, Australie	2	11 m$^2$	220	0.12$^o$	700 GeV
HEGRA	Allemagne, Espagne	5	8.5 m$^2$	271	0.25$^o$	1000 GeV
NARRABRI	UK, Australie	2	3$\times$42 m$^2$	91	0.2$^o$	300 GeV
Tel. Array	Japon, USA	3	6 m$^2$	256	0.25$^o$	1000 GeV
Obs. Crimée	Ukraine	2	5 m$^2$	37	0.40$^o$	2000 GeV
SHALON	Russie, Kazakhstan	2	10 m$^2$	144	0.60$^o$	2000 GeV

Et un certain nombre sont en projet:

Echantillonneurs	Participations	Stations	Seuil
CELESTE	France	40 ($\rightarrow$150)	$\approx$25 GeV
STACEE	USA	40 ($\rightarrow$220)	$\approx$25 GeV
PACT	Inde	25	non évalué

Imageurs	Participations	Stations	Seuil
VERITAS	USA	9	$\approx$50 GeV
HESS	All., It., Fr.(?)	16	$\approx$100 GeV
GT-48	Crimée	2	2000 GeV
MAGIC	Allemagne	1	$\approx$20 GeV

Ces expériences au sol couvrent ou couvriront une gamme d'énergie s'étendant de quelques dizaines de GeV à quelques dizaines de TeV. Elles visent ainsi à prendre le relais des détecteurs embarqués qui atteignent aujourd'hui environ 20 GeV [30].

Figure 2.5: Comparaison des principales expériences et projets d'astronomie gamma.

Les instruments de haute énergie en satellite sont les suivants [31]:

	COS-B (1975-82)	EGRET (depuis 1991)	GLAST (projet)
Gamme	0.05-5 GeV	0.02-30 GeV	0.01-300 GeV
Détection	Ch. étincelles	Ch. étincelles	Conv. / Silic.
Calorimètre	CsI	NaI	CsI / fibres
Résolution	2$^o$	1.5$^o$	0.4$^o$
$\Delta E/E$	40% (100 MeV)	12% (100 MeV)	8% (100 MeV)
Champ	0.12$\pi$ sr	0.20$\pi$ sr	1.8$\pi$ sr
Surf. detect.	50 cm$^2$	1200 cm$^2$	8000 cm$^2$
Sensibilité (E$>$100 MeV)	$10^{-6}$cm$^{-2}$s$^{-1}$	$5.4\times10^{-8}$cm$^{-2}$s$^{-1}$	$1.5\times10^{-9}$cm$^{-2}$s$^{-1}$

Le détecteur AMS, qui doit être mis en place à bord de la station spatiale Alpha, sera également en mesure de détecter des photons gamma dans une gamme assez voisine de celle d'EGRET mais avec une meilleure capacité de reconstruction à haute énergie.

La figure 2.5 illustre la gamme de sensibilités des principaux détecteurs

Dans un domaine d'énergie inférieure, les instruments sont essentiellement:

	GRANAT	OSSE	COMPTEL
Gamme	0.035-1.3 MeV	0.05-10 MeV	0.8-30 MeV
Résolution	0.25$^o$	/	1$^o$
$\Delta E/E$	8% (511 keV)	12.5% (0.2 MeV)	8.8% (1.27 MeV)
Surf. detect.	300 cm$^2$ (100 keV)	1480 cm$^2$ (1 MeV)	29 cm$^2$