luminosité g, maximale en dessous du GeV, provient principalement des interactions des électrons du jet avec l’intense rayonnement optique et UV des environs du disque (effet Compton inverse). À l’opposé, les sources peu puissantes, qui sont observées sur environ un milliard d’années-lumière, présentent un maximum d’émission entre 1 et 1000 GeV (fig. 6) qui résulte des inter actions des électrons du jet avec leur propre rayonnement synchrotron. L’étude de la population des blazars g et radio semble indiquer que leur phénoménologie dépend principalement de l’afflux de matière (qui définit la puissance disponible) rapporté à la masse du trou noir. Autres sources de rayons gamma Cet article ne se veut pas exhaustif. D’autres types d’objets ont été détectés, comme les sources binaires g (systèmes composés d’une étoile massive et d’une étoile à neutrons ou d’un trou noir) ou les nombreux sursauts g vus à basse énergie par le GBM et parfois au GeV par le LAT (avec un intéressant retard). Ces bouffées de rayons g de quelques secondes sont dues à l’explosion d’étoiles très massives en fin de vie et à la coalescence d’étoiles à neutrons. Enfin, comme il observe tout le ciel, Fermi signale l’apparition de sources transitoires vers lesquelles pointer des instruments à d’autres longueurs d’onde. C’est ainsi que l’instrument GBM a pu détecter le 17 août 2017 (A. Goldstein et al., ApJL 848 (2017) L14) la première contrepartie lumineuse d’une coalescence d’étoiles à neutrons dont on a capté les ondes gravitationnelles avec LIGO et Virgo (événement GW170817). Perspectives Le satellite Fermi n’utilise pas de consommables qui limiteraient sa durée de vie. Les équipements et les instruments vieillissent, mais sur une échelle de temps de dizaines d’années. Le financement des opérations est prévu jusqu’à 2020 au moins. Il n’existe pas de remplaçant à court terme, mais la communauté scientifique mondiale propose aux différentes agences spatiales un projet d’observatoire qui couvrirait la gamme très peu explorée de 0,1 MeV à 3 GeV. Les progrès futurs viendront également de l’observatoire g au sol Cherenkov 8 Reflets de la Physique n°58 νFν [erg cm -2 s -1] 10 -9 10 -10 10 -11 10 -12 10 -13 ruini 1 T I TIFT111 r mur'r r I iniu I 1 m'uni y } Telescope Array (CTA), un projet mondial dont la construction s’échelonnera de 2017 à 2020 et qui couvrira la gamme de 20 GeV à 3 10 5 GeV en utilisant l’atmosphère terrestre comme détecteur. Conclusion SMA VLBA_core (BP143) VLBA(BP143) VLBA(BK150) Après bientôt dix ans d’observations, Fermi a largement tenu ses promesses. Les données obtenues ont conforté l’origine des rayons cosmiques dans les restes de supernovae et ont montré leur couplage complexe avec les sites de formation d’étoiles. Les pulsars g ont surpris par leur diversité et leur variabilité, qui ont fait nettement progresser la physique des magnétosphères. En combinaison avec les radiotélescopes, Fermi a permis de sonder toutes les catégories de jets expulsés par les trous noirs des noyaux de galaxies, en remontant jusqu’à un Univers quatre fois plus jeune qu’aujourd’hui. La découverte surprise de jets ou vents relativistes s’échappant du noyau de notre Galaxie conforte l’idée que son trou noir central passe par des phases beaucoup plus actives. Enfin, le balayage permanent du ciel permet de chercher toutes sortes de sources transitoires, dont les contreparties lumineuses des sources d’ondes gravitationnelles lors des fusions de trous noirs ou d’étoiles à neutrons. ❚ u a lu Metsahovi Noto VLBA_core(MOJAVE) VLBA(MOJAVE) OVRO RATAN Medicina Effelsberg Swift/UVOT MAGIC ROVOR Fermi NewMexicoSkies Swift/BAT MITSuME RXTE/PCA GRT Swift/XRT GASP WIRO OAGH 10 -14 10 10 10 12 10 14 10 16 10 18 10 20 10 22 10 24 10 26 10 28 ν [Hz] 6. Distribution d’énergie spectrale du blazar proche Mrk 421 (situé à environ 400 millions d’années-lumière de la Terre), du domaine des ondes radio (< 10 11 Hz) au domaine g (> 10 22 Hz), mesuré par l’ensemble des instruments indiqués sur la figure (cercles rouges pour Fermi). Un photon de 1 GeV correspond à une fréquence de 3 10 23 Hz. L’échelle verticale donne la puissance émise par unité de log de fréquence. Le pic d’émission à basse fréquence ( 3 10 17 Hz, soit 1 keV, dans le domaine des rayons X) est dû au rayonnement synchrotron des électrons du jet. Ceux-ci envoient une partie des photons synchrotron en g (effet Compton inverse) pour former un second pic d’intensité vers 100 GeV. (D’après A.A. Abdo et al., ApJ 736 (2011) 131.) Pour en savoir plus J. Ballet, A. Decourchelle et I. Grenier, « Élucider le mécanisme d’accélération des rayons cosmiques », Clefs CEA 58 (2009) 50-52. B. Degrange et H. Sol, « L’astronomie gamma de haute énergie », Pour la Science 62 (2009). J. Paul, « L’astronomie gamma », chapitre 28 de l’ouvrage Le ciel à découvert, CNRS éditions (2010). K. Kotera, « Cent ans de rayons cosmiques », Reflets de la Physique 32 (2013) 8-13. Dossier en anglais «Gamma-ray astronomy»,C. R. Phys. 16 (2015) 587-704 et 17 (2016) 581-678. Fermi à la NASA (en anglais)  : https://fermi.gsfc.nasa.gov/(a) La Voie lactée (notre galaxie) a un rayon d’environ 150 000 années-lumière. (b) Site du réseau international de mesures temporelles de pulsars (IPTA)  : www.ipta4gw.org/. 11111111 1 11111111 1 11111111 1 11111111 1 long