RECHERCHE DE PHOTONS PULSES AU-DESSUS DE 30 GEV DANS LE CRABE ET

PSR B1951+32 AVEC LE DETECTEUR CERENKOV ATMOSPHERIQUE CELESTE

RECHERCHE DE PHOTONS PULSES AU-DESSUS DE 30 GEV DANS LE CRABE ET

PSR B1951+32 AVEC LE DETECTEUR CERENKOV ATMOSPHERIQUE CELESTE

Emmanuel Durand – 20 janvier 2003 - CENBG

ƀ Les pulsars

ƀ Les pulsars gamma

ƀ Principe de CELESTE

ƀ Datation

ƀ Objectifs de l’analyse

ƀ Le pulsar du Crabe

et PSR B1951+32

ƀ Conclusions et perspectives

A mon père…

LES PULSARSLES PULSARS

ƀ Pulsar = étoile à neutrons en rotation rapide et à champ magnétique intense.

Champ magnétique 1012 Gauss

Période de rotation ms – quelques secondes

Magnétosphère = plasma chargé

ƀ Pulsar = étoile à neutrons en rotation rapide et à champ magnétique intense.

Champ magnétique 1012 Gauss

Période de rotation ms – quelques secondes

Magnétosphère = plasma chargé

ƀ Étoile à neutrons = stade ultime des étoiles de masses résiduelles 1.4 - 3 masses solaires, suite à l’effondrement gravitationnel de l’étoile suivi de l’explosion en supernova.

Masse = 1-3 masses solaires Superfluide de neutrons

Diamètre = 10 km Densité = 1018 kg/m3

(109 tonnes / cm3)

ƀ Étoile à neutrons = stade ultime des étoiles de masses résiduelles 1.4 - 3 masses solaires, suite à l’effondrement gravitationnel de l’étoile suivi de l’explosion en supernova.

Masse = 1-3 masses solaires Superfluide de neutrons

Diamètre = 10 km Densité = 1018 kg/m3

(109 tonnes / cm3)

ƀ Propriétés internes et externes :

• Champ gravitationnel intense Objets les plus relativistes directement observables

• Véritables laboratoires pour différents domaines de la Physique

• Intérêt astrophysique : Relativité Générale (ondes gravitationnelles)

Densité d’électrons milieu interstellaire

ƀ Propriétés internes et externes :

• Champ gravitationnel intense Objets les plus relativistes directement observables

• Véritables laboratoires pour différents domaines de la Physique

• Intérêt astrophysique : Relativité Générale (ondes gravitationnelles)

Densité d’électrons milieu interstellaire

LES PULSARSLES PULSARSBref historique :

ƀ 1932 : découverte du neutron par J. Chadwick (prix Nobel 1935)

ƀ 1934 : naissance du modèle de l’étoile à neutrons (W. Baade & F. Zwicky)

ƀ 1939 : structure interne d’une étoile à neutrons (J.R. Oppenheimer & G. Volkoff)

ƀ 1967 : Découverte de la première émission pulsée par A. Hewish & J. Bell

ƀ 1968 : Découverte du premier pulsar : PSR B1919+21 (P=1.337s)

ƀ 1968 : Modèle du phare pour expliquer l’émission pulsée (Gold & Pacini)

LES PULSARSLES PULSARS

ƀ Aujourd’hui : plus d’un millier de pulsars recensés : essentiellement radio

Quelques dizaines de pulsars X

Une dizaine de pulsars optiques

ƀ 8 pulsars gamma = pulsars jeunes

Champ magnétique intense

Période courte (P)

Ralentissement important (dP/dt)

OBSERVATION DES PULSARS EN GAMMAOBSERVATION DES

PULSARS EN GAMMA

10 GeV 300 GeV

8 pulsars gamma dont 6 seulement au-dessus de 100

MeV

Aucun pulsar vu du sol !!!

?

COUPURE DES SPECTRES ENTRE 10 GeV ET 100 GeV

ƀ Propagation des particules chargées le long des lignes de champ magnétiqueƀ Cylindre de lumière : délimite la magnétosphère en corotation avec l’étoile (Crabe : T = 33 ms , RCL 1600 km)

RCL=c/

ƀ Lignes de champ ouvertes

Courants de fuite

Zone dépourvue de charge

Champ électrique accélérateur parallèle aux lignes de champ magnétique

E 1012 V.m-1

Accélération des particules chargées qui émettent des photons

• Synchrotron

• Rayonnement de courbure

• Inverse Comptonƀ Surface de neutralité : d’un côté des charges positives, de l’autre des charges négatives

Emission pulsée : dans la magnétosphère du pulsar

ƀ Absorption des photons par création de paires

écrantage du champ électrique accélérateur

délimite les cavités accélératrices

cassure du spectre gamma en énergie

OBSERVATION PAR CELESTE AUTOUR DE 30 GEV CONTRAINTES SUR LES MODELES THEORIQUES POUR LA PREMIERE FOIS !!!

OBSERVATION PAR CELESTE AUTOUR DE 30 GEV CONTRAINTES SUR LES MODELES THEORIQUES POUR LA PREMIERE FOIS !!!

ƀ 2 zones possibles 2 modèles théoriques :

• Modèle de la calotte polaire : Polar Cap

• Modèle de la cavité externe : Outer Gapƀ Les différences :

• Forme de la cassure spectrale

Calotte polaire = super exponentielle

Cavité externe = exponentielle

• Energie E0 de la cassure spectrale

E0 Polar Cap < E0 Outer Gap

• Taille angulaire du faisceau

Les cavités accélératrices

PULSARS CANDIDATS POUR

CELESTE

PULSARS CANDIDATS POUR

CELESTERappel : 8 pulsars gamma dont 7 aux énergies de EGRET

ƀ 6 pour E > 100 MeV

ƀ 3 dans l’hémisphère nord

ƀ Geminga : coupure autour de 5 GeV

+ à 1h du Crabe en ascension droite

+ Nébuleuse du Crabe = chandelle standard

2 candidats pour CELESTE

1 – PSR B1951+32

2 – Crabe

2 candidats pour CELESTE

1 – PSR B1951+32

2 – Crabe

LES DEUX PULSARS CANDIDATS POUR CELESTE

LES DEUX PULSARS CANDIDATS POUR CELESTE

CRABE

Distance : 2 kpc 6.5 années lumière

Période : 33.4 ms

Age : 949 ans (Supernova en 1054)

Luminosité : 441034 ergs/s

Champ magnétique : 3.81012 G

Objet associé : nébuleuse du Crabe (SNR)

CRABE

Distance : 2 kpc 6.5 années lumière

Période : 33.4 ms

Age : 949 ans (Supernova en 1054)

Luminosité : 441034 ergs/s

Champ magnétique : 3.81012 G

Objet associé : nébuleuse du Crabe (SNR)

PSR B1951+32

Distance : 2.5 kpc 8.2 années lumière

Période : 39.5 ms

Age : 10000 ans

Luminosité : 151034 ergs/s 1/3 Crabe

Champ magnétique : 4.91011 G

Objet associé : CTB80 (SNR)

PSR B1951+32

Distance : 2.5 kpc 8.2 années lumière

Période : 39.5 ms

Age : 10000 ans

Luminosité : 151034 ergs/s 1/3 Crabe

Champ magnétique : 4.91011 G

Objet associé : CTB80 (SNR)

Gerbe de particules

secondairese+, e- ,

Photons Cerenkov(bleu et UV)

Tour

100

m

40 heliostats de 54 m2

ƀ Simple pointé 11 km (17 km)ƀ Double pointé 11/25 km

Photons

PRINCIPEPRINCIPE

Optique secondaire &

PMs

300 m

25

0 m

Majorité trigger3/5 ou 4/5

POINTS DELICATS DE LA TECHNIQUEPOINTS DELICATS DE LA TECHNIQUE

ƀ Le bruit = cosmiques : 25 Hz sur le Crabe au transit dans nos données

ƀ Signal = quelques gamma par minute

Réjection :

ƀ Majorité trigger : 3/5 ou 4/5 réjection des coïncidences fortuites

ƀ Coupures d’analyse

ƀ Bruit de fond de même nature que le signal

ƀ Stabilité de l’atmosphère

ƀ Pas de calibration sur faisceau-test : simulation Monte Carlo avec ses imperfections

Pour le pulsar :

ƀ Analyse en phase

MESURES HORS PIC REMPLACENT MESURES HORS SOURCE (OFF)

PHASOGRAMMESPHASOGRAMMES

ƀ La Terre n’est pas un référentiel Galiléen dates TDB au barycentre du SS pour chaque événement

ƀ Traduire la date en terme de phase (phase = fraction de tour)

tdbi

Données éphémérides

radio

t0 , f0 , f0’

Extrapolation

Phase i

PHASOGRAMME

× N événements

ƀ CRABE : Jodrell Bank – Tous les mois

ƀ PSR B1951+32 : DELICAT !!! Observatoire de Nancay et Jodrell Bank

( TDB = Temps Dynamique Barycentrique )1 tour

tn tn+1

ƀ Pics optiques alignés avec les pics radio : P1 : [0.94 – 1.04]

P2 : [0.32 – 0.43]

Validation de :

BARYCENTRISATION

CALCUL DES PHASES

DATATION GPS

ƀ Plusieurs prises de données réalisées sur des périodes différentes et sur deux années

MESURE DU CRABE EN OPTIQUEMESURE DU CRABE EN OPTIQUE

2 périodes

DEFINITION DES INTERVALLES DE PHASE (EGRET)

DEFINITION DES INTERVALLES DE PHASE (EGRET)

ƀ NOTATIONS

LW : Leading Wing BRIDGE : Espace entre les deux pics

P : Peak OP : Off Pulse

TW : Trailing Wing

ƀ CRABE ƀ PSR B1951+32

8 int. : LW1, P1, TW1, BRIDGE, LW2, P2, TW2, OP 4 int. : P1, OP1, P2, OP2

STATISTIQUE DES DONNEES SUR LE CRABE

STATISTIQUE DES DONNEES SUR LE CRABE

ƀ Sélection des données :

• Durée > 400 secondes

• Taux de comptage : 3/5 : 20 Hz < < 30 Hz

4/5 : 6 Hz < < 16 Hz

• Stabilité des taux de comptage

• Angle horaire : -2 h < H < +2 h

ƀ Statistique après sélection :

• Lot 1 simple pointé & majorité déclenchement 3/5 48 runs (16.02 h)

• Lot 2 simple pointé & majorité déclenchement 4/5 21 runs (7.78 h)

• Lot 3 double pointé & majorité déclenchement 3/5 29 runs (8.91 h)

STATISTIQUE PSR B1951+32STATISTIQUE PSR B1951+32

ƀ Sélection des données :

• Durée > 400 secondes

• Taux de comptage : 3/5 : 12 Hz < < 17 Hz

4/5 : 5 Hz < < 10 Hz

• Stabilité des taux de comptage

• Angle horaire : -2 h < H < +2 h

ƀ Statistique après sélection :

• Lot 1 simple pointé & majorité déclenchement 3/5 22 runs (6.66 h)

• Lot 2 double pointé & majorité déclenchement 3/5 19 runs (5.93 h)

• Lot 3 double pointé & majorité déclenchement 4/5 24 runs (7.71 h)

Pourquoi différents lots ? Acceptance à basse énergie ?

ACCEPTANCEACCEPTANCE

ƀ Acceptance = surface effective de collection

A basse énergie : 11/25 km – 3/5 < 11 km – 4/5 < 11 km – 3/5

PREFERENCE POUR LE LOT 1

10000 m2

PROCEDURE D’ANALYSEPROCEDURE D’ANALYSE

ƀ OBJECTIF : Augmenter le rapport signal sur bruit en dessous de 50 GeV

Rejeter hautes énergies

Rejeter un maximum de hadrons

ƀ METHODE :

• Test de différentes coupures sur les données gamma simulées

• Pas de MC hadrons fiable test coupures sur données OFF réelles

• Pouvoir des coupures :

- Efficacité sur gamma simulés =

- Facteur de qualité Q = / OFF1/2

Altitude de pointé

Direction

pointée

Maximum de la gerbe

- 2 -

Distribution de lumière au sol

Temps d’arrivée des

photons Cerenkov au

sol

- 1 -

Reconstruction du front d’onde

Cerenkov

Info = courants d’anode, échelle des groupes, dates GPS, info météo …, etc.

Info = courants d’anode, échelle des groupes, dates GPS, info météo …, etc.

Fenêtre 100 ns

PRINCIPE DE CELESTE

- MESURES -

PRINCIPE DE CELESTE

- MESURES -Charge collectée

NATURE DES COUPURESNATURE DES COUPURES

ƀ RAPPEL CELESTE = échantillonneur

2 informations essentielles : DISTRIBUTION DE LUMIERE AU SOL

TEMPS D’ARRIVEE AU SOL

ƀ NATURE DES COUPURES • Réjection hautes énergies : CHARGE

• Réjection hadronique :

HOMOGENEITE DE LA DISTRIBUTION DE LUMIERE AU SOL

TEMPS D’ARRIVEE

GAMMA 300 GeV PROTONS 300 GeV

GAMMA 50 GeV PROTONS 50GeV

COUPURE EN CHARGECOUPURE EN CHARGE

CHARGE MOYENNE / HELIOSTAT TOUCHE : Qmoy < 15 pe / héliostat

Qtotale

E < 50 GeV

100 %

OFF 80 %

Q 1.1

QMoyen

E < 50 GeV

100 %

OFF 55 %

Q 1.3

COUPURE TEMPORELLECOUPURE TEMPORELLE

ƀ Rappel : ajustement d’un front d’onde sphérique à partir des temps d’arrivée pour reconstruire la direction

résidus de l’ajustement du front d’onde :

résidus gamma < résidus hadrons

Maximum des résidus < 5 ns

Pour E < 50 GeV :

100 %

OFF 35 %

Q 1.7

BILAN DES COUPURESBILAN DES COUPURES

BILAN : 2 coupures uniquement :

ƀ Charge moyenne Qmoy < 15 pe / héliostat

ƀ Maximum des résidus < 5 ns

Pour E < 50 GeV :

100 %

OFF 15 %

Q 2.7

BILAN : 2 coupures uniquement :

ƀ Charge moyenne Qmoy < 15 pe / héliostat

ƀ Maximum des résidus < 5 ns

Pour E < 50 GeV :

100 %

OFF 15 %

Q 2.7

10000 m2

Lot 1 : 3/5 - simple pointé

ANALYSE CRABE

ANALYSE CRABE

Données brutes

Données après coupures

Et l’angle horaire ?

OP2

i

OPi

NfNNNσ

Lot 1 : 3/5 - simple pointé

Données après coupures

+

Sélection en angle horaire moyen

-3/4 h < H < +3/4 h

Semble préconiser une sélection en angle horaire |H|< 3/4 h

ANALYSE CRABE

ANALYSE CRABE

Et pour H > 3/4 h ?

Lot 2 : 4/5 - simple pointé ANALYSE

CRABEANALYSE

CRABE

-3/4 h < H < +3/4 h

Après coupures

Totalité du lot 2

Après coupures

Pas de signal

Lot 3 : 3/5 - double pointé

-3/4 h < H < +3/4 h

Après coupures

Totalité du lot 3

Après coupures

ANALYSE CRABE

ANALYSE CRABE

Pas de signal

Lot 1 : 3/5 - simple pointé

-3/4 h < H < +3/4 h

Après coupures

Totalité du lot 1

Après coupures

ANALYSE PSR B1951+32

ANALYSE PSR B1951+32

Pas de signal

Lot 2 : 3/5 - double pointé

-3/4 h < H < +3/4 h

Après coupures

Totalité du lot 2

Après coupures

ANALYSE PSR B1951+32

ANALYSE PSR B1951+32

Pas de signal

Lot 3 : 4/5 - double pointé

-3/4 h < H < +3/4 h

Après coupures

Totalité du lot 3

Après coupures

ANALYSE PSR B1951+32

ANALYSE PSR B1951+32

Pas de signal

BILAN DE L’ANALYSEBILAN DE L’ANALYSE

ƀ CRABE : situation ambiguë

Excès sur le lot 1 à moins de 3/4 heure en angle horaire moyen

compatible avec un signal MAIS significativité < 5

ƀ PSR B1951+32 : situation claire

Aucun signal mis en évidence

DEMARCHE :

1 - Significativité insuffisanteLIMITE SUPERIEURE

2 - Si signal sur le Crabe : Flux ?

Compatible avec autres observations ?

ƀ Principe : si pas de signal, on estime le nombre maximum d’événements

pulsés qui pourraient être noyés dans les fluctuations statistiques

ƀ Pratique :

1 - Limite supérieure en nombre d’événements

2 - Flux total EGRET instantané + atténuation exponentielle

(b=1 , OG) ou super exponentielle (b=2 , PC)

3 – Intégration et détermination de l’énergie de coupure E0

ƀ Principe : si pas de signal, on estime le nombre maximum d’événements

pulsés qui pourraient être noyés dans les fluctuations statistiques

ƀ Pratique :

1 - Limite supérieure en nombre d’événements

2 - Flux total EGRET instantané + atténuation exponentielle

(b=1 , OG) ou super exponentielle (b=2 , PC)

3 – Intégration et détermination de l’énergie de coupure E0

LIMITE SUPERIEURELIMITE SUPERIEURE

τΔΦT

NdEekEE)A(

obs

Supérieure LimiteE/Eγ-

0

b0

Loi de puissance EGRETAcceptance

CELESTE Terme de coupure

Durée totale d’observatio

n

Temps mort (20%)

Intervalle de phase : 0.64

ƀ DONNEES : prise en compte UNIQUEMENT des données • simple pointé

• majorité 3/5

• -3/4 h < H < +3/4 h

ƀ ACCEPTANCE : Incertitude de 30 % sur l’échelle en énergie

A(E) A( (10.30)E )

LES DONNES POUR LES CALCULS DES LIMITES SUPERIEURES

LES DONNES POUR LES CALCULS DES LIMITES SUPERIEURES

ƀ EN PRATIQUE : - Acceptance la plus faible = A(0.7E)

- 2 hypothèses de spectre :

• Atténuation exponentielle Cavité externe

• Atténuation super-exponentielle Calotte polaire

ƀ EN PRATIQUE : - Acceptance la plus faible = A(0.7E)

- 2 hypothèses de spectre :

• Atténuation exponentielle Cavité externe

• Atténuation super-exponentielle Calotte polaire

LIMITE SUPERIEURE SUR LE CRABE

LIMITE SUPERIEURE SUR LE CRABE

Coupure exp.

E0 < 80 GeV

A(0.7E)

Prédictions théoriques : rayonnement de coubure uniquement

LIMITE SUPERIEURE SUR LE CRABE

LIMITE SUPERIEURE SUR LE CRABE

Coupure

super-exp.

E0 < 75 GeV

A(0.7E)

Difficile de conclure avec de telles limites supérieures

Compatible avec les prédictions des deux modèles

Difficile de conclure avec de telles limites supérieures

Compatible avec les prédictions des deux modèles

LIMITE SUPERIEURE SUR PSR B1951+32

LIMITE SUPERIEURE SUR PSR B1951+32

Coupure exp.

E0 < 57 GeV

A(0.7E)

LIMITE SUPERIEURE SUR PSR B1951+32

LIMITE SUPERIEURE SUR PSR B1951+32

Coupure

super-exp.

E0 < 62 GeV

A(0.7E)

Idem Crabe : compatible avec les prédictions des deux modèles

PROBLEME : taux de comptage 3/5 15 Hz 25 Hz pour le Crabe

Idem Crabe : compatible avec les prédictions des deux modèles

PROBLEME : taux de comptage 3/5 15 Hz 25 Hz pour le Crabe

EFFET SAISONNIEREFFET SAISONNIER

Rappels : Saison Taux

PSR B1951+32 été 15 Hz

CRABE hiver25 Hz

40 % de moins

Pas pris en compte dans le calcul de la

limite supérieure

Travail préliminaire : Atténuation de l’acceptance de 40% en amplitude

MAIS ceci suppose que les effets observés pour les hadrons sont

les mêmes pour les gamma

HADRONS

Limites supérieures augmentent :

Coupure exp. : E0 < 57 GeV E0 < 97 GeV

Coupure super-exp. : E0 < 62 GeV E0 < 89 GeV

Limites supérieures augmentent :

Coupure exp. : E0 < 57 GeV E0 < 97 GeV

Coupure super-exp. : E0 < 62 GeV E0 < 89 GeV

SIGNAL PULSE SUR LE CRABE ?SIGNAL PULSE SUR LE CRABE ?

Rappels :

Lot 1 : simple pointé et majorité 3/5

+ sélection en angle horaire |H| < 3/4 h en angle horaire moyen

+ coupures

Conforme au profil attendu ?Périodicité

?

3 remarques

…

X haute énergie

2-100 keV

X basse énergie

0.5 – 2 keV

basse énergie

100 keV-10 MeV

haute énergie

> 100 MeV

BRIDGE inexistant

P1 > P2

BRIDGE présent

P1 < P2

BRIDGE présent

P1 < P2

BRIDGE inexistant

P1 > P2

REMARQUE 1 : BRIDGE REMARQUE 1 : BRIDGE

BRIDGE PRESENT

P1 < P2

P1 P2

LW1 P1LW1 TW1

REMARQUE 2 : EGRET HAUTE ENERGIE REMARQUE 2 : EGRET HAUTE ENERGIE

TW1 BRIDGE LW2

LW2 P2 TW2

Intervalles de phase

favorables :

P2

+

BRIDGE

+

Ailes inter-pics = TW1 &

LW2

Coupure ?

REMARQUE 3 : TEST STATISTIQUE REMARQUE 3 : TEST STATISTIQUE

Test d’uniformité = H-test (indépendant du découpage en phase) (De Jager)

Pour les 20 runs du lot 1 à |H|< 3/4 h :

H-test = 21.4 P(H-test>21.4) = 0.02%

Distribution : H-test croit avec la statistique

ƀ Tous les autres lots : H-test < 5 P(H-test>5) = 14%

Test d’uniformité = H-test (indépendant du découpage en phase) (De Jager)

Pour les 20 runs du lot 1 à |H|< 3/4 h :

H-test = 21.4 P(H-test>21.4) = 0.02%

Distribution : H-test croit avec la statistique

ƀ Tous les autres lots : H-test < 5 P(H-test>5) = 14%

BILANBILAN

Profil observé compatible avec l’extrapolation

Quel serait le flux ?

FLUX PULSE DU CRABEFLUX PULSE DU CRABE

Coupure exp.

14 GeV < E0 < 57 GeV

A(1.3E) > A > A(0.7E)

Acceptance nominale :

E0 = 25 GeV

5.4 / min

(taux instantané)

2.7 / min

(taux moyen observé)

Coupure exp.

14 GeV < E0 < 57 GeV

A(1.3E) > A > A(0.7E)

Acceptance nominale :

E0 = 25 GeV

5.4 / min

(taux instantané)

2.7 / min

(taux moyen observé)

FLUX PULSE DU CRABEFLUX PULSE DU CRABE

Coupure

super-exp.

19 GeV < E0 < 60 GeV

A(1.3E) > A > A(0.7E)

Acceptance nominale :

E0 = 31 GeV

5.4 / min

(taux instantané)

2.7 / min

(taux moyen observé)

Coupure

super-exp.

19 GeV < E0 < 60 GeV

A(1.3E) > A > A(0.7E)

Acceptance nominale :

E0 = 31 GeV

5.4 / min

(taux instantané)

2.7 / min

(taux moyen observé)

COMPATIBILITE COMPATIBILITE

Question : pourquoi rien sur les autres lots ? Compatible ?

ƀ On suppose un flux = flux déterminé à partir des 20 runs (Lot 1 , |H|< 3/4 h) E0 = 25 GeV

ƀ Lot 2 – simple pointé & 4/5 , |H| < 3/4 h : OP = 15284 évts

Tobs = 5.5 h

ƀ Lot 3 – double pointé & 3/5 , |H| < 3/4 h : OP = 18022 évts

Tobs = 4.3 h

ƀ On estime la significativité attendue

Question : pourquoi rien sur les autres lots ? Compatible ?

ƀ On suppose un flux = flux déterminé à partir des 20 runs (Lot 1 , |H|< 3/4 h) E0 = 25 GeV

ƀ Lot 2 – simple pointé & 4/5 , |H| < 3/4 h : OP = 15284 évts

Tobs = 5.5 h

ƀ Lot 3 – double pointé & 3/5 , |H| < 3/4 h : OP = 18022 évts

Tobs = 4.3 h

ƀ On estime la significativité attendue

Lot 2 : b=1 b=2

1.5 / min 1.4 / min (observé)

Significativité = 1.8 Significativité = 1.7

Lot 3 : b=1 b=2

1.4 / min 1.2 / min (observé)

Significativité = 1.2 Significativité = 1.0

Lot 2 : b=1 b=2

1.5 / min 1.4 / min (observé)

Significativité = 1.8 Significativité = 1.7

Lot 3 : b=1 b=2

1.4 / min 1.2 / min (observé)

Significativité = 1.2 Significativité = 1.0

Absence de signal sur les lots 2 et 3 pas incompatible avec un signal sur le lot 1

Absence de signal sur les lots 2 et 3 pas incompatible avec un signal sur le lot 1

CONCLUSIONS & PERSPECTIVES POUR CELESTE

CONCLUSIONS & PERSPECTIVES POUR CELESTE

ƀ Première observation autour de 30 GeV pour le pulsar du Crabe et PSR B1951+32

ƀ Développement d’une analyse temporelle spécifique aux pulsars

ƀ Développement d’une analyse spécifique aux gammas de basses énergies

ƀ Etablissement de limites supérieures sur le Crabe et PSR B1951+32

ƀ Présence d’un excès à 3.3 sur un lot de données

ƀ Première observation autour de 30 GeV pour le pulsar du Crabe et PSR B1951+32

ƀ Développement d’une analyse temporelle spécifique aux pulsars

ƀ Développement d’une analyse spécifique aux gammas de basses énergies

ƀ Etablissement de limites supérieures sur le Crabe et PSR B1951+32

ƀ Présence d’un excès à 3.3 sur un lot de donnéesƀ Nouvelles données sur le Crabe, dans la nouvelle configuration du détecteur optimisée pour l’analyse standard ON-OFF. Incidence à basse énergie ?

ƀ Compréhension et prise en compte des effets d’atmosphère

ƀ Affiner la maîtrise de l’acceptance aux basses énergies avec la simulation

ƀ Nouvelles données sur le Crabe, dans la nouvelle configuration du détecteur optimisée pour l’analyse standard ON-OFF. Incidence à basse énergie ?

ƀ Compréhension et prise en compte des effets d’atmosphère

ƀ Affiner la maîtrise de l’acceptance aux basses énergies avec la simulation

LA PROCHAINE GENERATION DE DETECTEURS

LA PROCHAINE GENERATION DE DETECTEURS

ƀ Détecteurs au sol :

MAGIC : Canaries 30 GeV 1 télescope

HESS : Namibie 50 GeV 4 télescopes

VERITAS : Arizona 75 GeV 7 télescopes

ƀ Détecteurs embarqués sur satellite :

INTEGRAL Octobre 2002 ~MeV

GLAST 2006 30 MeV 300 GeV, 25 sensibilité d’Egret

-AMS 2005 énergie, sensibilité ~ comme EgretAGILE 2004

ƀ Détecteurs au sol :

MAGIC : Canaries 30 GeV 1 télescope

HESS : Namibie 50 GeV 4 télescopes

VERITAS : Arizona 75 GeV 7 télescopes

ƀ Détecteurs embarqués sur satellite :

INTEGRAL Octobre 2002 ~MeV

GLAST 2006 30 MeV 300 GeV, 25 sensibilité d’Egret

-AMS 2005 énergie, sensibilité ~ comme EgretAGILE 2004

-3 -2 -1 0 1 2

Log[Period (s)]

-20

-19

-18

-17

-16

-15

-14

-13

-12

-11

Lo

g (

Pe

rio

d d

eri

vativ

e)

ƀ Confirmation des observations EGRET

ƀ Confirmation des observations EGRET

Princeton Pulsar Catalog c. 1995

-3 -2 -1 0 1 2

Log[Period (s)]

-20

-19

-18

-17

-16

-15

-14

-13

-12

-11

Lo

g (

Pe

rio

d d

eri

vativ

e)

LA PROCHAINE GENERATION DE DETECTEURS

LA PROCHAINE GENERATION DE DETECTEURS

ƀ Recherche de nouveaux pulsars gamma parmi les nouveaux pulsars radio

ƀ Recherche de nouveaux pulsars gamma parmi les nouveaux pulsars radio

ƀ Spectre à la cassure

Calotte polaire et/ou Cavité externe

ƀ Spectre à la cassure

Calotte polaire et/ou Cavité externe

ƀ Population de pulsars :

Radio-quiet (Geminga) / Radio-loud

ƀ Sources non-identifiées d’EGRET

ƀ Population de pulsars :

Radio-quiet (Geminga) / Radio-loud

ƀ Sources non-identifiées d’EGRET

ATNF Pulsar Catalog c. 2002

FIN

EGRET GLAST

Radio-loud Radio-quiet Radio-loud Radio-quiet (pulsed)

POLAR CAP

Sturner & Dermer (1996) 4 1

Gonthier et al. (2002)

no B decay 7 1 76 74 (7)

B decay 9 2 90 101 (9)

OUTER GAP

Yadigaroglu & Romani (1995) 5 17

Zhang, Zhang & Cheng (2000) 10 22 80 1100

POPULATIONS PREDITES

TAUX D’HUMIDITE ?TAUX D’HUMIDITE ?

Sélection en taux de comptage � runs avec H > 80% rejetés

De nombreux runs sans info météo�

Pas de sélection en taux d’humidité !!!

(à contrôler par la suite …)

COUPURE EN CHARGECOUPURE EN CHARGE

CHARGE TOTALE : Q < 500 pe

E < 50 GeV

100 %

OFF 80 %

SIGNIFICATIVITESIGNIFICATIVITE

De nombreux points n’ont pas été pris en compte pour le calcul de la significativité :

ƀ Coupure en angle horaire : établie à partir du même lot de données

ƀ Nombre d’essais : binning …, etc

ƀ Htest semble indique une périodicité (différent pour tous les autres lots)

ƀ Profil conforme au profil attendu d’après EGRET à haute énergie

Ce qui pourrait augmenter la significativité :

ƀ Même structure sur un autre lot de données

ƀ Démonstration par le MC ou par d’autres données de la sélection

en angle horaire

De nombreux points n’ont pas été pris en compte pour le calcul de la significativité :

ƀ Coupure en angle horaire : établie à partir du même lot de données

ƀ Nombre d’essais : binning …, etc

ƀ Htest semble indique une périodicité (différent pour tous les autres lots)

ƀ Profil conforme au profil attendu d’après EGRET à haute énergie

Ce qui pourrait augmenter la significativité :

ƀ Même structure sur un autre lot de données

ƀ Démonstration par le MC ou par d’autres données de la sélection

en angle horaire

OP2

i

OPi

NfNNNσ

OP

i

ΔΦΔΦf Rappels : pour un bin i

Le cycle de la vie d’une étoileLe cycle de la vie d’une étoile

Proto-étoile dans la « nurserie » d’étoiles

Etoile géante

SupernovaeType II

= 100

> 3.4

Trou noir

Etoile simple

Fin de la séquence principal

Géante rouge

Nébuleuseplanétaire

< 10

< 1.4

Naine blanche

Géante rouge

SupernovaeType II

> 10

1.4 – 3.4

Etoile à neutronou pulsar

Etoile double

SupernovaeType I

Disque d’accrétion

Explosionen novae

Nébuleuse :« Nurserie » de nouvelles étoiles

Sébastien Incerti

BARYCENTRISATIONBARYCENTRISATION

Périodicité perdue au niveau de l’observatoire car :

ƀ Déplacement de la Terre et du pulsar / barycentre du Système Solaire

ƀ Champ gravitationnel du Soleil et des planètes géantes (Relativité Générale)

ƀ Dispersion de plasma (négligeable en gamma)Datation des événements / un point fixe = barycentre du Système Solaire

PROCEDURE COMPLEXE MAIS INDISPENSABLE

Comment tester cette procédure ?

ƀ Vérification par comparaison avec les résultats de Jodrell Bank

ƀ Accumulation de données optiques avec CELESTE sur le Crabe …

MESURE DU CRABE EN OPTIQUEMESURE DU CRABE EN OPTIQUE

Principe : utilisation de 3 à 6 héliostats en pointé parallèle sur le Crabe

Les courants :

ƀ Collection des courants d’anode des PMs

ƀ Suppression composante continue (bruit de fond de ciel + Nébuleuse) : couplage capacitif

Information temporelle :

ƀ Injection de charge déclenche le détecteur générations des dates GPS

Acquisition :

ƀ Carte ADC 12 bits collecte les courants et le signal trigger

ƀ Lecture par un PC

Analyse :

ƀ Synchronisation des voies courants avec voie trigger

ƀ Filtrage des fréquences parasytes (100 Hz principalement)

MAXIMUM DES RESIDUSMAXIMUM DES RESIDUS

ƀ Données OFF : 2 populations d’événements

Idem gamma simulation

Hadrons ou problème avec les

codeurs FADC ?

ƀ Idée : utilisation des résultats (fiables) de l’analyse standard ON-OFF du Crabe

MAXIMUM DES RESIDUSMAXIMUM DES RESIDUS

OFFON

ON - OFF

Après coupures standards :

Et PSR B1951+32 ?

Quelques idées ?

ƀ Effet saisonnier : on ne maîtrise pas l’impact de cet effet sur

l’acceptance peut être fatal pour les basses énergies

ƀ Statistique des données à |H| < 3/4 h : 10 runs (20 pour le Crabe)

40 % en taux de comptage

facteur 1/4

ƀ Physique du pulsar : PSR B1951+32 plus vieux que le Crabe

Champ magnétique plus faible …, etc

Quelques idées ?

ƀ Effet saisonnier : on ne maîtrise pas l’impact de cet effet sur

l’acceptance peut être fatal pour les basses énergies

ƀ Statistique des données à |H| < 3/4 h : 10 runs (20 pour le Crabe)

40 % en taux de comptage

facteur 1/4

ƀ Physique du pulsar : PSR B1951+32 plus vieux que le Crabe

Champ magnétique plus faible …, etc

3 runs 4/5

Seuil = 30 mV/ héliostat

Efficacité groupe1 20%

3 runs 4/5

Seuil = 40 mV/ héliostat

Efficacité groupe 1 95%signal ?

Attendu : 0.7

Observé : 2.2

LOT 2 –11 KM , 4/5

LOT 2 –11 KM , 4/5

EVOLUTION DE L’ACCEPTANCE AVEC L’ANGLE HORAIRE

EVOLUTION DE L’ACCEPTANCE AVEC L’ANGLE HORAIRE

ACQUISITION

ET TAUX DE COMPTAGE

ACQUISITION

ET TAUX DE COMPTAGE

SOURCE HESS MAGIC 5@5

gammas/heure gammas/heure Hz

Crabe 100 730 10

Vela 8 500 50

Geminga << 1 30 13

PSR B1951+32 180 530 4

PSR B1055-52 8 130 3

PSR B1706-44 240 870 9

5 @ 5 : 5 grands télescopes en stéréo à une altitude de 5 km

ƀ 5 grands télescopes = Grande surface de miroir

ƀ Altitude = réduit l’absorption atmosphérique

ƀ Imagerie stéréo = améliore résolution spatiale et énergie

TAUX ATTENDUS AVEC LES DIFFERENTS IMAGEURS

TAUX ATTENDUS AVEC LES DIFFERENTS IMAGEURS

The (near) Future

Integral (October 2002!)• Cyclotron turnovers (normal pulsars)

• Millisecond pulsars

Agile (2003)• Confirm EGRET candidates

• New Parkes pulsars

• Better high-energy sensitivity

• Unidentified EGRET sources

GLAST (2006)• Many more radio pulsars detect

• Blind pulsation searches radio-quiet pulsars

• High-energy spectra

• Unidentified EGRET sources

POPULATIONS PREDITES