Télescopes Tcherenkov : observer depuis le sol des rayons gamma que l’atmosphère arrête

Sur l’image astronomique du jour publiée par la NASA le 26 septembre 2026, un météore des Perséides se reflète dans un miroir de 23 m : celui de LST-1, premier télescope construit sur le site nord de l’observatoire CTAO, à La Palma. Ce miroir n’est pas fait pour les étoiles filantes. Il guette, les nuits sans nuages, le bref éclair bleuté qu’émet dans l’atmosphère la cascade de particules déclenchée par un rayon gamma, lequel n’atteint jamais le sol. Trois autres LST ont été construits à ses côtés, et l’inauguration du réseau des quatre est annoncée pour le 15 octobre 2026.

Un miroir de 23 m guette des éclairs de quelques milliardièmes de seconde

L’image retenue le 26 septembre 2026 par le service Astronomy Picture of the Day de la NASA superpose deux phénomènes qui n’ont aucun rapport physique. Au premier plan, le miroir parabolique de LST-1 : 23 m de diamètre, 198 segments hexagonaux, installé à l’Observatorio del Roque de los Muchachos, sur l’île de La Palma, aux Canaries. Dans ses facettes se reflète un météore des Perséides photographié le 15 août. Le reflet est fortuit.

La juxtaposition a pourtant une vertu : elle oppose deux échelles de temps. Une étoile filante laisse une traînée qui se compte en fractions de seconde, parfois en secondes, assez longtemps pour qu’un appareil photo la fixe. L’éclair que ce miroir attend dure de l’ordre de quelques milliardièmes de seconde. La légende de l’APOD parle d’environ un milliardième de seconde ; le chapitre de référence de Juan Cortina et Carlos Delgado sur la technique, déposé sur arXiv en juin 2023, parle de quelques nanosecondes. Les deux formulations désignent le même ordre de grandeur, sans valeur unique. Une étoile filante se voit à l’œil nu ; cet éclair, trop bref et trop faible, ne se voit pas en pratique, et il faut un grand miroir couplé à une caméra ultrarapide pour le saisir. Le miroir reflète le premier phénomène par hasard. Il est construit pour le second.

Cet éclair ne vient pas directement d’une étoile ni d’une galaxie. Il naît dans l’air, à une dizaine de kilomètres d’altitude, là où un photon gamma venu de l’espace termine sa course. LST-1 appartient à une famille d’instruments qui partagent ce principe : H.E.S.S. en Namibie, MAGIC à La Palma, VERITAS en Arizona, et désormais le réseau CTAO. On les appelle télescopes gamma. Aucun ne reçoit de rayon gamma.

L’atmosphère comme détecteur : du photon gamma à l’éclair bleu

Le point de départ est une contrainte, pas un choix. L’atmosphère terrestre absorbe les rayons gamma venus de l’espace : aucun n’arrive intact au sol. Mais ce photon absorbé ne disparaît pas sans trace. En interagissant avec l’air, il déclenche une cascade de particules chargées, que les physiciens appellent une gerbe atmosphérique : chaque particule en produit d’autres, qui en produisent d’autres à leur tour, jusqu’à ce que l’énergie initiale soit dispersée.

Selon le chapitre de Cortina et Delgado, le maximum de la gerbe se situe vers 10 km d’altitude pour un gamma de 100 GeV à 1 TeV arrivant à la verticale. C’est à cette hauteur que la lumière utile est produite, et c’est cette lumière, pas le photon gamma, que les télescopes enregistrent.

Encore faut-il comprendre pourquoi des particules émettent de la lumière. La distinction décisive porte sur une vitesse. Rien ne dépasse la vitesse de la lumière dans le vide. En revanche, la lumière se propage un peu moins vite dans l’air que dans le vide, et les particules de la gerbe, elles, filent à une vitesse qui dépasse celle de la lumière dans l’air. Une particule chargée qui va plus vite que la lumière dans le milieu qu’elle traverse émet un cône de lumière bleue et ultraviolette : c’est la lumière Tcherenkov, qui donne son nom à toute la famille d’instruments. Dans l’air, ce cône est étroit, avec un angle d’environ 1,4°.

Arrivée au sol, cette lumière dessine un cercle d’environ 130 m de rayon, reçu en une impulsion de quelques nanosecondes. Le schéma complet tient donc en trois étages. L’atmosphère convertit le gamma en particules. Les particules convertissent leur vitesse en lumière. Le télescope, enfin, recueille cette lumière avec un miroir et une caméra ultrarapide. L’atmosphère fait office de détecteur, et le télescope n’est que l’œil qui lit ce détecteur. Un télescope gamma au sol est, techniquement, un télescope optique.

Une surface de collecte hors de portée d’un satellite

Pourquoi ne pas simplement envoyer un détecteur au-dessus de l’atmosphère ? Pour les rayons gamma de basse énergie, c’est ce qui se fait : le détecteur spatial Fermi-LAT enregistre directement les photons. Mais à très haute énergie, les photons deviennent très rares, et un satellite ne recueille que ceux qui frappent sa propre surface. Pour Fermi-LAT, cette surface est d’environ 1 m², selon Cortina et Delgado.

Au sol, la logique s’inverse. Un télescope placé n’importe où dans le cercle de lumière d’une gerbe enregistre l’image de celle-ci. La surface utile n’est donc pas celle du miroir, mais celle de la tache de lumière. Un cercle de 130 m de rayon couvre environ 53 000 m² (π × 130²), soit de l’ordre de 50 000 m². Pour un réseau de plusieurs télescopes, le chapitre de 2023 indique une surface efficace qui dépasse de loin 10⁵ m² : plus de cent mille fois celle du satellite. La collaboration VERITAS donne un ordre de grandeur voisin pour son propre instrument, plus de 40 000 m² au sol contre moins de 1 m² dans l’espace.

Le paradoxe se résout ainsi. L’atmosphère qui empêche les gamma d’atteindre le sol est aussi ce qui les rend observables à cette échelle. Elle agrandit la cible.

Lire une ellipse de lumière : direction, énergie, tri des faux signaux

Dans la caméra, une gerbe n’apparaît pas comme un point. Elle s’étale en une tache allongée, une ellipse, et chaque trait de cette ellipse porte une information distincte. Son grand axe pointe vers la région du ciel d’où venait le gamma. Sa luminosité totale renseigne sur l’énergie : plus le photon initial était énergétique, plus la gerbe produit de lumière. Sa forme, enfin, trahit la nature de la particule qui l’a déclenchée.

Ce dernier point règle la difficulté principale de la technique. Les gamma ne sont pas seuls à frapper l’atmosphère : les rayons cosmiques chargés, comme les protons (des hadrons), y déclenchent eux aussi des gerbes, beaucoup plus nombreuses. Les unes comme les autres produisent de la lumière Tcherenkov. La différence tient au dessin. Une gerbe de gamma est fine et régulière ; une gerbe de proton est large et désordonnée. La largeur de l’image suffit donc à écarter l’essentiel des faux signaux. L’observatoire Whipple, pionnier de la technique, rejetait ainsi 99,7 % du fond, selon la documentation technique de VERITAS.

Un seul télescope voit une ellipse, donc un axe : il sait sur quelle ligne se trouve la source, pas en quel point de cette ligne. Plusieurs télescopes plantés dans le même cercle de lumière voient la même gerbe sous des angles différents, et le croisement de leurs axes désigne la source, comme dans une triangulation. Cette stéréoscopie améliore aussi l’estimation de l’énergie et le rejet du fond. D’où la règle qui structure tout le domaine : on construit des réseaux, pas un géant isolé.

La géométrie des sites en découle. Les quatre télescopes de première génération de H.E.S.S. occupent les coins d’un carré de 120 m de côté. L’écart est assez grand pour offrir des points de vue distincts, assez petit pour que les quatre tiennent dans un même cercle de lumière de 130 m de rayon. Selon Cortina et Delgado, un réseau Tcherenkov reconstruit typiquement la direction d’un gamma à environ 5 minutes d’arc près, soit un douzième de degré, et son énergie à environ 10 % près. Ce sont des valeurs typiques, qui varient avec l’énergie du photon et l’instrument.

Miroirs géants et caméras ultrarapides : les dimensions d’un observatoire gamma

La lumière d’une gerbe est comptée. À basse énergie surtout, la gerbe produit peu de lumière Tcherenkov, et ce faible signal doit se détacher du fond lumineux du ciel nocturne. La seule parade est la surface : plus le miroir est grand, plus il recueille de photons d’une même gerbe, et plus le seuil en énergie descend. Selon le chapitre de 2023, des miroirs de 20 à 30 m amènent ce seuil à quelques dizaines de GeV.

Les générations successives suivent cette règle. Les quatre télescopes de H.E.S.S. installés en 2002 et 2003 offrent chacun 108 m² de miroir, répartis sur 382 facettes rondes de 60 cm : des instruments d’une douzaine de mètres de diamètre, d’après la page technique de H.E.S.S. hébergée par l’Institut Max-Planck de physique nucléaire (MPIK). Le cinquième, CT5, en service depuis 2012, en offre 614 m², l’équivalent d’un miroir circulaire de 28 m, soit près de six fois plus. Un LST aligne 400 m² de surface réfléchissante sur 23 m de diamètre, près de quatre fois la surface d’un télescope H.E.S.S. de première génération. Le gain est mesuré : pour LST-1, le seuil se situe vers 20 GeV au déclenchement et vers 30 GeV après analyse. Ce seuil bas raccorde l’observation au sol au domaine des satellites.

Ces surfaces imposent des machines à l’échelle du bâtiment. Selon la page de CTAO consacrée aux LST, un LST mesure 45 m de haut, soit l’ordre de grandeur d’un immeuble d’une quinzaine d’étages, et pèse 100 tonnes. Sa caméra compte 1 855 photomultiplicateurs, couvre un champ d’environ 4,3° et pèse moins de 2 tonnes. Le CT5 de H.E.S.S. atteint 580 tonnes, dont 2,8 tonnes pour une caméra de 2 048 photomultiplicateurs. Obtenir sur 23 ou 28 m la précision d’un télescope optique explique la segmentation des miroirs : 198 segments hexagonaux pour un LST, 875 facettes hexagonales de 90 cm pour le CT5.

Reste la vitesse de lecture. Un éclair de quelques nanosecondes ne laisse pas le temps d’une pose. Selon CTAO, les caméras de ses télescopes doivent lire les images de gerbes à un rythme d’un milliard d’images par seconde. Cela fait une image par nanoseconde. C’est l’échelle de l’éclair lui-même.

Des accélérateurs cosmiques dans la Voie lactée

Pourquoi bâtir des machines de 100 tonnes pour des éclairs de quelques nanosecondes ? Parce que les gamma de très haute énergie signalent des accélérateurs de particules naturels. Un photon de plusieurs dizaines de TeV ne se produit pas n’importe où : il exige, en amont, des protons portés à des énergies de l’ordre du PeV. Repérer ces photons, c’est repérer les endroits de l’Univers où la nature accélère la matière à ces énergies.

La question remonte à la découverte du rayonnement cosmique par Victor Hess, prix Nobel de physique 1936, à qui H.E.S.S. doit son nom. L’origine de ces particules reste ouverte, pour une raison de trajectoire. Les rayons cosmiques, électriquement chargés, sont déviés par les champs magnétiques en chemin : à leur arrivée, leur direction ne désigne plus leur source. Les gamma, neutres, ne sont pas déviés. Ils pointent vers l’endroit où ils sont nés. Chercher des accélérateurs capables d’atteindre le PeV, qu’on appelle PeVatrons, revient à chercher l’origine des rayons cosmiques de la Galaxie.

En 2016, la collaboration H.E.S.S. a publié dans Nature l’analyse du rayonnement issu des 10 parsecs centraux de la Voie lactée et de son centre. Le spectre gamma s’y prolonge sans coupure jusqu’à des dizaines de TeV. Cette absence de coupure est l’information. Une coupure trahirait un plafond de l’accélérateur ; son absence dans le domaine mesuré fixe un plancher. L’équipe en déduit que des protons y sont accélérés jusqu’à au moins quelques PeV (1 PeV = 10¹⁵ eV), et que les rayons cosmiques galactiques atteignent au moins ces énergies.

Reste l’identité de l’accélérateur. Le centre de la Galaxie abrite le trou noir supermassif Sagittarius A*, et l’équipe juge un lien plausible : selon ses termes, « Sagittarius A* pourrait plausiblement avoir été plus actif au cours des derniers ≳10⁶-10⁷ ans ». L’adverbe compte. C’est une hypothèse, pas une démonstration, et les restes de supernova demeurent l’autre candidat.

Cinq ans plus tard, un signal plus énergétique est venu d’un instrument d’un autre type. LHAASO, installé à 4 410 m d’altitude sur le mont Haizi, dans le Sichuan, n’est pas un télescope Tcherenkov imageur : il mesure directement, au sol, les particules des gerbes, avec plus de 6 000 détecteurs de particules et de muons, 78 000 m² de cuves d’eau et 18 télescopes grand champ. En 2021, alors que la première moitié du réseau était achevée depuis fin 2019, l’Institut de physique des hautes énergies (IHEP) de l’Académie chinoise des sciences a annoncé douze accélérateurs galactiques, chacun détecté à plus de 7 écarts-types au-dessus du bruit de fond, et un photon de 1,4 PeV venu d’une région de formation d’étoiles du Cygne. La significativité porte sur les sources, pas sur ce photon isolé. Ce 1,4 PeV est le record annoncé en 2021.

Sursauts gamma : quand une minute suffit à tout manquer

Les sources de la Voie lactée durent ; d’autres s’éteignent avant qu’on ait fini de pointer. Les sursauts gamma sont de celles-là : des bouffées de rayonnement qui déclinent en quelques minutes à quelques heures. Pendant des années, les télescopes Tcherenkov les ont cherchés au TeV sans résultat net.

Le sursaut GRB 190114C, dont le nom encode, selon la convention de nommage des sursauts, la date du 14 janvier 2019, a clos cette recherche. D’après l’article de la collaboration MAGIC publié en 2019 dans Nature, les deux télescopes de 17 m de La Palma ont détecté ce sursaut entre 0,2 et 1 TeV dès environ une minute après son déclenchement, à plus de 50 écarts-types dans les vingt premières minutes. C’est la première détection nette d’un sursaut gamma au TeV. L’équipe attribue cette émission à l’effet Compton inverse, par lequel des électrons de haute énergie cèdent une partie de leur énergie à des photons, qu’ils font ainsi passer dans le domaine gamma.

La vitesse est une contrainte scientifique. Les chiffres d’ingénierie prennent ici leur sens : un télescope MAGIC se repositionne en moins de 25 secondes, et un LST, malgré ses 100 tonnes, passe d’un point quelconque du ciel à un autre en 20 secondes, sur un rail circulaire de 23 m. Sur un phénomène qui décline dès les premières minutes, chaque dizaine de secondes gagnée est une part du signal recueillie.

LST-1 est précisément exploité pour ce suivi rapide des phénomènes transitoires : sursauts gamma, mais aussi alertes d’ondes gravitationnelles et de neutrinos, y compris en opérations conjointes avec MAGIC, son voisin de La Palma, selon une présentation de la collaboration LST à la conférence ICRC 2025.

Namibie : quinze ans de relevé du plan galactique

H.E.S.S. est installé en Namibie, près du Gamsberg. Son premier télescope a fonctionné à l’été 2002, les quatre étaient en place en décembre 2003, et l’observatoire a été inauguré le 28 septembre 2004, selon la présentation de la collaboration. Le CT5, dit H.E.S.S. II, s’y est ajouté en juillet 2012. L’ensemble couvre de quelques dizaines de GeV à quelques dizaines de TeV.

Son résultat le plus large est un inventaire. Le relevé du plan galactique de H.E.S.S. (HGPS), publié en avril 2018 dans Astronomy & Astrophysics (volume 612), recense 78 sources gamma de très haute énergie à partir de 2 700 heures d’observation cumulées sur quinze ans, selon la présentation qu’en a faite le CEA Irfu en avril 2018, qui le décrivait comme le plus grand catalogue de ce type publié pour la Galaxie. On y trouve des nébuleuses à vent de pulsar, des restes de supernova et des microquasars : autant de milieux où la matière est accélérée à très haute énergie.

Ramenées à l’année, ces 2 700 heures font environ 180 heures de relevé en moyenne. Un inventaire de la Galaxie à ces énergies ne se fait pas en une saison. Il s’accumule sur une décennie et demie.

La France y tient une place structurelle sans que l’instrument soit français. Selon le CEA Irfu, le CNRS et le CEA y participent via dix laboratoires, et la caméra centrale est de conception française. Mais H.E.S.S. reste une collaboration internationale : plus de 260 scientifiques, environ 40 institutions, 13 pays.

Nuits noires et ciel clair : un temps d’observation compté

Un télescope Tcherenkov cherche un éclair faible sur le fond du ciel nocturne. Tout ce qui éclaircit ce fond le gêne. Le jour est exclu, les nuages aussi, et la Lune pose un problème de dosage. Une nuit claire n’est donc pas une nuit noire : la première est sans nuages, la seconde sans Lune. La première est une condition nécessaire, la seconde un confort qui se paie en heures perdues. L’étude de la collaboration MAGIC publiée en 2017 dans Astroparticle Physics chiffre ce rationnement. En se limitant aux nuits noires, MAGIC n’observe qu’environ 18 % du temps. En acceptant d’observer sous la Lune, dont la lumière peut porter le fond du ciel jusqu’à 30 fois celui d’une nuit noire, son cycle utile, c’est-à-dire la part du temps effectivement passée à observer, monte à environ 40 %.

Le prix de ce gain est un seuil en énergie relevé : les gerbes les plus faibles se perdent dans le fond éclairci. La résolution angulaire, en revanche, n’est pas dégradée. Ces pourcentages sont ceux de MAGIC, pas une constante du domaine ; pour l’ensemble des télescopes Tcherenkov, la règle générale se résume ainsi : ils n’observent qu’une petite fraction du temps.

S’y ajoute une contrainte d’étendue. Le champ de vue d’une caméra est étroit : environ 4,3° pour un LST, 5° pour un télescope H.E.S.S. de première génération. On pointe une source à la fois. Cette double contrainte, de temps et de champ, éclaire la durée du relevé galactique de H.E.S.S. Elle donne aussi leur valeur de complément aux instruments d’un autre type, comme LHAASO, fondés sur des détecteurs de particules au sol et des télescopes grand champ.

La Palma, 15 octobre 2026 : quatre LST et l’amorce du réseau CTAO

Le jalon du jour se lit dans cette trajectoire. CTAO est conçu pour couvrir de 20 GeV à 300 TeV avec trois tailles de télescopes, chacune affectée à une tranche d’énergie. Les LST, les plus grands, couvrent de 20 GeV à 3 TeV ; quatre sont prévus au nord. Les MST, de taille moyenne, couvrent de 80 GeV à 50 TeV ; jusqu’à 23 sont prévus sur les deux sites. Les SST, les plus petits, prennent le relais au-delà de 2 TeV, jusqu’à 37 au sud. Au total, plus de 60 télescopes sur deux sites : La Palma, aux Canaries, et Paranal, au Chili. La gamme de 20 GeV à 300 TeV est celle du réseau complet ; les LST seuls s’arrêtent à 3 TeV. La répartition applique la règle du seuil : de grands miroirs pour les gerbes faibles des basses énergies ; pour les plus hautes énergies, des gerbes plus lumineuses qu’un petit miroir suffit à saisir, mais des photons si rares qu’il faut couvrir une grande surface au sol, d’où de nombreux petits télescopes.

L’organisation existe avant le réseau. CTAO est devenu un consortium européen d’infrastructure de recherche (ERIC) le 7 janvier 2025, avec la France parmi ses membres fondateurs, selon l’Instituto de Astrofísica de Canarias. Son siège est à Bologne, en Italie, et son centre de gestion des données scientifiques à Zeuthen, en Allemagne.

Pendant des années, LST-1, inauguré en 2018, a été le seul LST du site nord. Sa mise en service a été évaluée sur environ 36 heures d’observation de la nébuleuse du Crabe, recueillies entre novembre 2020 et mars 2022, dans une publication parue en 2023 dans The Astrophysical Journal. Le Crabe sert d’unité de flux dans le domaine. LST-1 seul atteint une sensibilité de 1,1 % du flux du Crabe au-delà de 250 GeV en 50 heures. Autrement dit, 50 heures d’observation cumulées suffisent à détecter une source environ 90 fois moins brillante que le Crabe. Ces heures ne se prennent pas d’affilée : elles s’additionnent nuit après nuit. En 30 minutes, cette sensibilité est de 12 %. La résolution angulaire va de 0,12° à 0,40°, la résolution en énergie de 15 à 50 %, selon l’énergie. La collaboration juge ces performances conformes à celles qu’elle attendait.

Le 15 octobre 2026 doit ajouter trois grands télescopes à ce prototype. L’inauguration du réseau des quatre LST est annoncée pour cette date par un communiqué de CTAO du 27 mai 2026, confirmé le 17 septembre par l’IFAE. La construction de LST-2 à LST-4 avait démarré en 2023, selon l’Institut Max-Planck de physique. Inaugurer n’est pas exploiter. Les trois nouveaux télescopes doivent encore passer leur mise en service avant d’être réceptionnés par l’organisation centrale de CTAO. LST-1 est attendu comme premier télescope réceptionné, en 2027 selon la prévision de la collaboration, ce qui ouvrira une phase dite de science précoce.

Le changement est d’abord géométrique. Le site nord passe d’un grand télescope isolé, épaulé par MAGIC, à quatre grands télescopes qui, une fois mis en service, pourront fonctionner en réseau stéréoscopique : la configuration qui permet de croiser les ellipses d’une même gerbe. Derrière eux, la collaboration LST compte plus de 500 scientifiques et ingénieurs de 25 institutions dans 11 pays, dont la France. Le LAPP d’Annecy (CNRS/IN2P3, Université Savoie Mont Blanc) y construit l’arche en matériaux composites qui porte la caméra, son interface, ainsi que des systèmes de mouvement et de contrôle.

Sous 20 GeV et vers le PeV, d’autres instruments prennent le relais

Même complet, CTAO restera borné par sa propre physique. Sous le seuil d’environ 20 GeV des plus grands miroirs, les gerbes produisent trop peu de lumière pour se détacher du fond du ciel. Ce domaine reste celui des détecteurs spatiaux comme Fermi-LAT, qui enregistrent les photons eux-mêmes sur une surface d’environ 1 m², suffisante là où les photons sont moins rares.

À l’autre extrémité, CTAO confie les plus hautes énergies, au-delà de 2 TeV et jusqu’à 300 TeV, à des dizaines de petits télescopes sur le site sud. Vers le PeV, une autre technique prend la main : celle de LHAASO, qui mesure pour l’essentiel les particules de la gerbe elles-mêmes, à leur arrivée au sol à 4 410 m d’altitude, plutôt que leur éclair de lumière. Entre les deux, la contrainte décrite plus haut demeure : des nuits sans nuages, une source à la fois.

La famille Tcherenkov occupe donc une tranche du spectre, de quelques dizaines de GeV à quelques centaines de TeV, pas son ensemble. Sa singularité tient ailleurs. Là où un télescope spatial comme le télescope James Webb se place au-dessus de l’atmosphère pour observer l’infrarouge, le télescope Tcherenkov a besoin d’elle. Sans atmosphère, pas de gerbe. Sans gerbe, rien à enregistrer.

FAQ — télescopes Tcherenkov et rayons gamma

Qu’est-ce que la lumière Tcherenkov ?

C’est la lumière bleue et ultraviolette qu’émet une particule chargée lorsqu’elle se déplace plus vite que la lumière dans le milieu qu’elle traverse : ici l’air, où la lumière est un peu plus lente que dans le vide. Rien ne dépasse la vitesse de la lumière dans le vide. Dans une gerbe atmosphérique, cette lumière forme un cône d’environ 1,4° et éclaire au sol un cercle d’environ 130 m de rayon pendant quelques nanosecondes.

Pourquoi observer les rayons gamma depuis le sol ?

Parce que l’atmosphère, qui absorbe les gamma, les convertit en gerbes dont la lumière couvre des dizaines de milliers de mètres carrés. Un détecteur spatial comme Fermi-LAT ne recueille que les photons qui frappent sa surface, environ 1 m². Un réseau de télescopes Tcherenkov dispose d’une surface efficace qui dépasse de loin 10⁵ m². À très haute énergie, où les photons sont rares, cet écart est décisif.

Quelle différence entre H.E.S.S., MAGIC et VERITAS ?

La technique est la même ; les sites et les tailles diffèrent. H.E.S.S., en Namibie, aligne quatre télescopes de 108 m² de miroir et, depuis 2012, un cinquième de 614 m². MAGIC, à La Palma, compte deux télescopes de 17 m. VERITAS, en Arizona, réunit quatre réflecteurs de 12 m, avec une sensibilité maximale entre 100 GeV et 10 TeV. Tous enregistrent la lumière des gerbes, jamais le photon gamma lui-même.

Qu’est-ce que CTAO et quand commencera-t-il à observer ?

CTAO est un observatoire gamma constitué en consortium européen d’infrastructure de recherche (ERIC) le 7 janvier 2025. Il prévoit plus de 60 télescopes de trois tailles sur deux sites, La Palma et Paranal au Chili, pour couvrir de 20 GeV à 300 TeV.

L’inauguration des quatre LST de La Palma, annoncée pour le 15 octobre 2026, ne marque pas le début de ses observations scientifiques. La collaboration attend la réception de LST-1 par l’organisation centrale de CTAO en 2027, ce qui ouvrira une phase dite de science précoce.

Que sont les PeVatrons ?

Des accélérateurs cosmiques capables de porter des protons à des énergies de l’ordre du PeV, soit un million de milliards d’électronvolts. On les repère aux gamma de très haute énergie qu’ils produisent. H.E.S.S. en a signalé un au centre de la Voie lactée en 2016, sans que son lien avec le trou noir Sagittarius A* soit démontré. LHAASO a annoncé en 2021 douze accélérateurs galactiques et un photon de 1,4 PeV.

Pourquoi ces télescopes n’observent-ils que la nuit ?

Parce que l’éclair Tcherenkov est faible et bref : la lumière du jour et les nuages le rendent inobservable, et la Lune, en éclaircissant le ciel, le gêne. MAGIC n’observe ainsi qu’environ 18 % du temps en se limitant aux nuits noires, et jusqu’à environ 40 % en acceptant la Lune, au prix d’un seuil en énergie relevé.

Quel est le rôle de la France ?

Des laboratoires publics français interviennent à plusieurs étages. Selon le CEA Irfu, le CNRS et le CEA participent à H.E.S.S. via dix laboratoires, et sa caméra centrale est de conception française. Le LAPP d’Annecy (CNRS/IN2P3) construit pour les LST l’arche en composite qui porte la caméra. La France est aussi membre fondateur de CTAO ERIC. H.E.S.S. reste une collaboration de 13 pays.