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Revue des résultats de HESS, High Energy Stereoscopic System H. Sol, Workshop Pulsars Théories et Observations, 16 janvier 2006.

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1 Revue des résultats de HESS, High Energy Stereoscopic System H. Sol, Workshop Pulsars Théories et Observations, 16 janvier 2006

2 Plan Une percée de lastronomie gamma au sol aux très hautes énergies Les accélérateurs cosmiques galactiques, pulsars et SNR (survey au TeV, puis cibles spécifiques) Le centre galactique Le domaine extragalactique

3 Une percée récente de lastronomie gamma au sol daprès les résultats de HESS 1 publiés en 2005 De nouvelles sources, et de nouveaux types de sources...

4 Une percée récente de lastronomie gamma au sol Détection de la nébuleuse du Crabe : Détection de la nébuleuse du Crabe : # 50 heures avec Whipple (1989) # 50 heures avec Whipple (1989) # 15 min avec HEGRA/CAT (1997) # 15 min avec HEGRA/CAT (1997) # 30 sec avec HESS 1 (2004) # 30 sec avec HESS 1 (2004) Survey du plan galactique avec HESS 1: Survey du plan galactique avec HESS 1: ~ 30 deg 2 en 100h pour une limite en flux de 0.03 Crabe, soit 2π en ~ 7 ans ~ 30 deg 2 en 100h pour une limite en flux de 0.03 Crabe, soit 2π en ~ 7 ans Nouvelle génération de télescopes Cherenkov : CANGAROO III, HESS, MAGIC, VERITAS Nouvelle génération de télescopes Cherenkov : CANGAROO III, HESS, MAGIC, VERITAS

5 Détecter le flash bleuté de lumière Cherenkov des gerbes cosmiques signal gamma < 1% fond hadronique (1 TeV = 2.4 x Hz = 1.2 x cm)

6 Prise de données Cherenkov : différents types dévénements daprès W. Hofmann, HESS spokesman, MPI Heidelberg

7 Sources potentielles de rayons gamma T.H.E. dans lunivers Rayonnement gamma de populations d électrons non- thermiques, par émission synchrotron et Compton-inverse : pulsars, plérions, binaires-X, blazars et autres AGN, radio sources extragalactiques, quasars, sursauts gamma... rayonnement associé attendu en radio Rayonnement gamma produit par linteraction de protons énergétiques avec le gaz local, : SNR, nuages moléculaires géants, plan galactique, galaxies proches, galaxies starburst, amas de galaxies, et pratiquement tout site d accélération et de production de rayons cosmiques... les RC révèlent au TeV le gaz ambiant p+p N + N + n 1 (π + + π - ) + n 2 π 0, π 0 2 γ ( N = p ou n) contreparties radio possibles Annihilation de neutralinos (matière noire) ?

8 Plan Une percée de lastronomie gamma au sol aux très hautes énergies Les accélérateurs cosmiques galactiques, pulsars et SNR (survey au TeV, puis cibles spécifiques) Le centre galactique Le domaine extragalactique

9 Un enjeu actuel : la physique des accélérateurs cosmiques galactiques Nébuleuses de vent de pulsar (PWN) et restes de supernovae (SNR) : accélérateurs cosmiques efficaces les plus courants dans notre Galaxie. Nébuleuses de vent de pulsar (PWN) et restes de supernovae (SNR) : accélérateurs cosmiques efficaces les plus courants dans notre Galaxie. Systèmes binaires-X et microquasars : accélérateurs de particules efficaces également. Systèmes binaires-X et microquasars : accélérateurs de particules efficaces également. Rayonnements radio et X attendus des accélérateurs délectrons, par émission synchrotron des électrons énergétiques. Rayonnements radio et X attendus des accélérateurs délectrons, par émission synchrotron des électrons énergétiques. Ainsi sources gamma T.H.E. sans contrepartie radio ou X pourraient être de nouveaux types daccélérateurs cosmiques sombres : Ainsi sources gamma T.H.E. sans contrepartie radio ou X pourraient être de nouveaux types daccélérateurs cosmiques sombres : accélérateurs de protons uniquement ? accélérateurs de protons uniquement ? accélérateurs faiblement magnétisés ? accélérateurs faiblement magnétisés ?

10 Le survey du plan galactique par HESS aux très hautes énergies Premier survey au TeV sensible à ~ 2% du Crabe, partie centrale de la Voie Lactée entre -30 deg et +30 deg de longitude galactique, 230 h. (Science, 2005; ApJ, 2006)

11 Survey : Q Survey : Quatorze nouvelles sources au TeV à plus de 4 σ SNR J1713 Centre Galactique

12 Toutes les nouvelles sources sauf 2 sont étendues (tailles < 10 arcmin). Associations possibles avec pulsars, SNR, sources de X-durs... No association ?? No association ?Shell SNR ? SNR, PSR ?PSR, PWN ? PSR ? Hard X-rays ? Simulated PSF Shell SNR ? ?

13 Découverte de lémission au TeV dun candidat microquasar : HESS J = LS 5039 Système stellaire binaire-X (étoile normale + étoile compacte) Système stellaire binaire-X (étoile normale + étoile compacte) Indices de jets radio relativistes de vitesse 0.2 c Indices de jets radio relativistes de vitesse 0.2 c Association possible à une source EGRET non- identifiée Association possible à une source EGRET non- identifiée Détectée par HESS à 7σ Détectée par HESS à 7σ

14 Nature des 17 sources du 1er survey du plan galactique au TeV ? Contreparties possibles diverses : Contreparties possibles diverses : # 4 SNR + 1 SNR/BH (CG), 1 SNR/PWN, 1 SNR/XRB, 1 SNR/nonIDEgret # 2 PulsarWN + 1 PWN/SNR, 1 PWN/nonIDEgret # 1 Binaire X + 1 XRB/SNR # 1 nonIDAsca # 1 nonIDEgret + 1 nonIDEgret/SNR, 1 nonIDEgret/PWN # 3 sources sans contreparties : accélérateurs sombres ?... accélérateurs sombres ?... # 1 BH/SNR (C.G.) Pour 11 sources : distances ~ 4 à 10 kpc, Pour 11 sources : distances ~ 4 à 10 kpc, L γ ~ (3-20) x erg/s L γ ~ (3-20) x erg/s

15 Distribution de léchantillon en latitude galactique Echelle de hauteur ~ 0.3 deg ~ gaz moléculaire Compatible avec les distributions des SNR et des pulsars énergétiques. 2 ou 3 associations possibles avec des sources binaires X HMXB très absorbées découvertes par INTEGRAL

16 A la recherche des contreparties radio et X Le cas de HESS J Le cas de HESS J (sans contreparties apparentes a priori) (sans contreparties apparentes a priori) Meilleur fit obtenu pour une source étendue de 2

17 Identification ultérieure de contreparties radio et X pour HESS J Identification ultérieure de contreparties radio et X pour HESS J faisceau HESS Contours ASCA en blanc, contours VLA en noir (SNR en coquille) (à partir de données non publiées; Brogan et al, 2005; Ubertini et al, 2005; Helfand et al, 2005)

18 HESS J = IGR J ! Association à une source dINTEGRAL radio SNR 20 cm HII region Cette source nest donc pas un nouveau type daccélérateur sombre, plutôt un SNR en coquille ? for dark accelerators... try again...

19 Exemples (hors survey) dautres sources galactiques brillantes au TeV Pulsar en système binaire (+ une source non-identifée) Pulsar en système binaire (+ une source non-identifée) Nébuleuse de vent de pulsar (PWN) Nébuleuse de vent de pulsar (PWN) Reste de supernova composite, avec centre plérionique + coquille Reste de supernova composite, avec centre plérionique + coquille Restes de supernova en coquille Restes de supernova en coquille

20 Le pulsar binaire PSR B Pulsar milliseconde (48 ms) à 4900 années-lumière - Compagnon = étoile massive Be avec éjection de masse vent stellaire en forme de disque ? vent stellaire en forme de disque ? - Première détection au TeV en Février 2004, juste avant le périastron : interaction entre particules accélérées depuis la magnétosphere du pulsar et les photons et la matière du disque, quand le pulsar le traverse (A&A, 2005) - Emission au TeV prédite par modélisation avant les observations. Détection significative à > 13 σ

21 Pulsar binaire PSR B : courbe de lumière au TeV Pulsar binaire PSR B : courbe de lumière au TeV Earth direction

22 La première source cosmique découverte par HESS au TeV : dans le champ du PSR binaire Source à 0.6 deg du pulsar, diamètre ~ 0.2 deg, flux constant de Février à Mai 2004 Source à 0.6 deg du pulsar, diamètre ~ 0.2 deg, flux constant de Février à Mai 2004 Source découverte au TeV à 21 σ, sans contreparties évidentes à dautres énergies jusquici HESS J (A&A, 2005) Source découverte au TeV à 21 σ, sans contreparties évidentes à dautres énergies jusquici HESS J (A&A, 2005) Hot Spot

23 HESS J Distribution des événements on et off-source étendue 0.16° Champ de J1303 : sources radio et X, 2 régions HII, et 5 pulsars. Contreparties ? : la source radio ou X la plus proche est un pulsar, à 4.9 (avec L TeV > L rot !)... PWN ?? Plutôt un accélérateur de protons : vents ? nuages moléculaires ? SNR ?

24 La nébuleuse de vent de pulsar : MSH Carte au TeV (A&A, 2005) ROSAT pulsar CdG au TeV Nébuleuse optique RCW89 (SNR en coquille) PWN Carte en X par Chandra pulsar Pulsar central énergétique B Flot à 0.2c (jet) le long de laxe du pulsar ? Emission X synchrotron de e - accélérés Détection au TeV marginale par Cangaroo en Signal au TeV à 25 σ en 22h flux ~ 16 % Crabe 1 ere image au TeV dun jet étendu

25 MSH Une structure clairement résolue 15 le long de laxe de la PWN 5 transverse à laxe (fig. : meilleurs fits gaussiens et source ponctuelle) profils au TeVspectres THE Spectre au TeV = loi de puissance dindice ~ 2.3 jusquà 30 TeV. Modèle Compton-inverse d e - relativistes sur le fond 3K, et l IR détoiles et poussières (B ~ 17 μG)

26 Le SNR composite G (avec coeur de PWN + coquille) Carte radio (90 cm) : coeur brillant de PWN + coquille partielle (située à 1° de Sgr A*) Carte au TeV (A&A, 2005) Signal de12 σ en 50 heures Taille angulaire < 1.5 PWN

27 G Spectre THE compatible avec une loi de puissance dindice spectral ~ 2.4, de 200 GeV à 6 TeV Distribution dénergie spectrale de la PWN, fit par synchrotron + Compton-inverse sur fond stellaire, CMB, et poussières. A 8.5 kpc, L TeV ~ 2x10 34 erg/s ie la moitié du Crabe (à 2 kpc)

28 Le SNR en coquille : RX J La première carte jamais réalisée en rayons γ T.H.E. (Nature, nov 2004)

29 Morphologie détaillée Etude spectrale : spectro 2D E< 0.6 TeV 0.6 < E < 1.4 TeV 1.4 TeV < E Analyse ultérieure à 4 télescopes (A&A, sous presse) keVTeV Modèle géométrique de coquille épaisse de diamètre 1 deg Leptons ou hadrons ??

30 RX J (G ) Jeune SNR à 1 kpc, brillant en X (hot spot détecté au TeV par Cangaroo) Jeune SNR à 1 kpc, brillant en X (hot spot détecté au TeV par Cangaroo) Cartographié par HESS en 26 heures avec 2 télescopes en 2003 (> 20 σ). Analyse en 2004 avec le réseau à 4 télescopes. Cartographié par HESS en 26 heures avec 2 télescopes en 2003 (> 20 σ). Analyse en 2004 avec le réseau à 4 télescopes. Première image spatialement résolue aux énergies du TeV : révèle une évidente morphologie en coquille Première image spatialement résolue aux énergies du TeV : révèle une évidente morphologie en coquille Spectre T.H.E. jusquà 40 TeV : assez bien décrit par une loi de puissance dindice ~ 2.2, compatible avec les modèles daccélération dans ondes de choc. Spectre T.H.E. jusquà 40 TeV : assez bien décrit par une loi de puissance dindice ~ 2.2, compatible avec les modèles daccélération dans ondes de choc. Première évidence directe de production de rayons cosmiques dans un SNR, avec des particules chargées à 100 TeV Première évidence directe de production de rayons cosmiques dans un SNR, avec des particules chargées à 100 TeV Scénario hadronique probable, mais leptonique encore possible... Scénario hadronique probable, mais leptonique encore possible...

31 Autre exemple : le SNR en coquille Vela junior RX J images ROSAT de Vela E >1.3 keV - Détection à 12 σ en 3.2 h dexposition avec HESS 1 (A&A, July 2005) - Morphologie en coquille clairement visible, coincidant avec lémission X (ici, contours ASCA)

32 Vela junior Spectre dindice ~ 2.1, compatible avec accélération de noyaux dans onde de choc de SN Spectre dindice ~ 2.1, compatible avec accélération de noyaux dans onde de choc de SN Modèles purement leptoniques : nécessitent un faible champ magnétique Modèles purement leptoniques : nécessitent un faible champ magnétique B ~ quelques μG B ~ quelques μG scénario hadronique dinteraction de protons accélérés avec le milieu interstellaire ambiant et les nuages moléculaires : le plus probable scénario hadronique dinteraction de protons accélérés avec le milieu interstellaire ambiant et les nuages moléculaires : le plus probable Differential photon flux spectrum

33 Plan Une percée de lastronomie gamma au sol aux très hautes énergies Les accélérateurs cosmiques galactiques, pulsars et SNR (survey au TeV, puis cibles spécifiques) Le centre galactique Le domaine extragalactique

34 Le centre galactique Carte radio à 90 cm 30 dincertitude sur position : Sgr A*, ou SNR Sgr A est, ou autre ? 1ère carte au TeV, 2003 champ de 3 deg (détection à 11.8 σ)

35 Le centre galactique Spectre dur dindice ~ 2.2 Spectre dur dindice ~ 2.2 Différent du spectre pentu obtenu par Cangaroo Différent du spectre pentu obtenu par Cangaroo Confirmé par données 2004 à 4 télescopes Confirmé par données 2004 à 4 télescopes Aucune variabilité mise en évidence en Aucune variabilité mise en évidence en Spectre THE (données 2003)

36 Le centre galactique au TeV 2 fortes sources TeV :. J (Sgr A* ?). G pc, résolution < 6 Même carte après soustraction de deux sources ponctuelles : flux au TeV en fausse couleur, contours du traceur moléculaire CS en blanc corrélation Emission TeV diffuse bien corrélée à la distribution moléculaire. Le flux au TeV nécessite une densité dénergie de Rayons Cosmiques > 3 fois celle de lenvironnement solaire, et un spectre plus dur.

37 Le CG : un accélérateur efficace... INTEGRAL keV 13 x 5 deg 2 INTEGRAL keV 2 x 2 deg 2 pixel = 5 - Plusieurs nouvelles sources X-dur détectées par INTEGRAL vers le CG : candidats trou noir, binaires X... - Source de rayons X durs (3-200 keV) associée avec le nuage moléculaire géant Sgr B2 : diffusion Compton dun rayonnement ancien de Sgr A* ?? ~ un écho en X (A&A, 2004) - Sgr A* : un AGN de faible luminosité il y a ans ?? Source X-dur ~ Sgr A* (ApJL, 2004)

38 Plan Une percée de lastronomie gamma au sol aux très hautes énergies Les accélérateurs cosmiques galactiques, pulsars et SNR (survey au TeV et cibles spécifiques) Le centre galactique Le domaine extragalactique

39 Le domaine extragalactique aux très hautes énergies Découverte de 4 nouvelles BL Lac au TeV Découverte de 4 nouvelles BL Lac au TeV Des contraintes sévères sur la physique des AGN et sur les modèles de fond extragalactique infrarouge (EBL) Des contraintes sévères sur la physique des AGN et sur les modèles de fond extragalactique infrarouge (EBL) Confirmation d une nouvelle classe de sources cosmiques extragalactiques au TeV : les radiogalaxies. Confirmation d une nouvelle classe de sources cosmiques extragalactiques au TeV : les radiogalaxies. Limites supérieures pour plusieurs sources actives et starburst. Recherche de structures étendues en cours. Limitation en sensibilité. Limites supérieures pour plusieurs sources actives et starburst. Recherche de structures étendues en cours. Limitation en sensibilité.

40 Noyaux actifs de galaxie Quelques (~ 5) sources BL Lac, connues en 2004 en tant qu émetteurs au TeV, avec flux X et radio élevés. En 2005 : 4 nouvelles BL Lac trouvées au TeV (3 par HESS en rouge ci- contre + 1 par MAGIC) daprès L. Costamante, 2005 BL Lac = AGN avec des jets relativistes orientés vers l observateur

41 Découverte de la BL Lac PKS au TeV Première détection au TeV par HESS à 6.7 σ en 24.2 heures, courant 2004, flux ~2.5% du Crabe (A&A, 2005) X-ray BL Lac à z = m V = 15.3

42 PKS = HESS J Source ponctuelle détectée au TeV à la position : Source ponctuelle détectée au TeV à la position : α = 20:09: 29.3 s ± 2.7 s stat ±1.3 s syst ± 2.7 s stat ±1.3 s syst δ = - 48:49: 19 ± 36 stat ±20 syst ± 36 stat ±20 syst Position connue de la BL Lac (J2000): Position connue de la BL Lac (J2000): α = 20:09: 25.4 s δ = - 48:49: 53.7 Δ ~ 35 Δ ~ 35 Augmentation du flux entre 2003 et Spectre T.H.E. très pentu (indice ~ 4) spectre au TeV

43 Découverte au TeV de trois nouvelles BL Lac à plus grand z H à z = (HESS) H à z = (HESS) 1ES à z = (HESS) 1ES à z = (HESS) 1ES à z = (MAGIC à 5 σ) 1ES à z = (MAGIC à 5 σ) Très utiles pour contraindre le fond IR extragalactique, lequel absorbe partiellement les photons γ de T.H.E. par création de paires e + e - Très utiles pour contraindre le fond IR extragalactique, lequel absorbe partiellement les photons γ de T.H.E. par création de paires e + e - Les modèles simples démission SSC imposent alors un fond IR minimum Les modèles simples démission SSC imposent alors un fond IR minimum intérêt cosmologique, évolution des galaxies intérêt cosmologique, évolution des galaxies Bonne nouvelle pour lastronomie gamma : lespace extragalactique serait plus transparent au TeV que prévu Bonne nouvelle pour lastronomie gamma : lespace extragalactique serait plus transparent au TeV que prévu

44 Absorption des photons au TeV par le fond IR extragalactique La valeur du fond IR est encore débattue (comptage # mesures directes). Les modèles standard démission au TeV dAGN à grand z nécessitent des valeurs minimales pour le fond IR, correspondant aux valeurs déduites par simple comptage de galaxies. Spectre au TeV de 1ES1101 Distribution dénergie spectrale de lEBL Coeff. dabsorption

45 Etude détaillée dune TeV BL Lac : PKS Détection au TeV par Durham. Détection confirmée par HESS à 45 σ, campagnes multi-lambda, et analyse de variabilité Programme en cours à Nançay (A&A, 2005) 2 X-ray BL Lac, m V ~ 13 redshift z = 0.117

46 PKS : distribution en énergie spectrale Données simultanées en radio (Nançay), optique, rayons X et γ Modèles leptoniques ou hadroniques ?

47 Absorption des rayons γ par le fond IR extragalactique (EBL) Modèles leptoniques et hadroniques peuvent reproduire les spectres de T.H.E. mais nécessitent ici des valeurs extrêmes des paramètres physiques de la source dans le cas dEBL élevé. Distribution dénergie spectrale de lEBL Spectres au TeV de 2155, dé-absorbés pour différentes valeurs de l EBL

48 Nouveau type de NAG au TeV : les radiogalaxies, avec M 87 Carte au TeV Distribution des événements on et off-source ( ) (squared angular distance between the reconstructed shower position and the source position) Excès de 216 ± 49 événements en ~ 45 heures dans la direction de M87 détection à 4.6 σ Event by event angular resolution

49 La radiogalaxie M 87 Excès au TeV compatible avec une source ponctuelle, et avec la position du noyau et/ou du jet radio et optique de M 87. Indices de variabilité.

50 Conclusion Richesse de lunivers aux très hautes énergies gamma - Détections de nombreuses sources et nouveaux types de sources au TeV par HESS : plusieurs pulsars, SNR, sources non-identifiées, binaires X, BL Lac, radiogalaxies... plusieurs pulsars, SNR, sources non-identifiées, binaires X, BL Lac, radiogalaxies... Nouvelle autonomie du domaine gamma - Résolution spatiale, sensibilité, analyse spectrale (2D), couverture temporelle : outils efficaces pour découvertes, puis étude des phénomènes nouveaux mis en évidence Sources au TeV non thermiques, à spectres très larges, majoritairement émetteurs radio Projets radio importants : recherche de contreparties aux signaux au TeV du scan galactique (vivier de pulsars radio à fort L rot ??), suivis en variabilité, proposition de sources à rechercher au TeV, alertes... Projets radio importants : recherche de contreparties aux signaux au TeV du scan galactique (vivier de pulsars radio à fort L rot ??), suivis en variabilité, proposition de sources à rechercher au TeV, alertes...

51 Le consortium HESS MPI Kernphysik, Heidelberg Humboldt Univ., Berlin Ruhr Univ., Bochum Univ. Hamburg Landessternwarte, Heidelberg LLR, Ecole polytechnique, Palaiseau PCC, College de France, Paris LPNHE-Paris, Univ. Paris VI and VII CEA, Saclay CESR, Toulouse LAOG, Grenoble LUTH, Observatoire de Paris GAM, Montpellier Durham Univ. Charles Univ., Prague Yerevan Physics Institute Dublin Inst. for adv. Studies Univ. Namibia, Windhoek Univ. Potchefstroom 8 pays 19 instituts 70 physiciens, astrophysiciens 100 ingénieurs et techniciens

52 The HESS experiment, High Energy Stereoscopic System HESS 1 = Array of 4 telescopes, spaced by 120m HESS 1 = Array of 4 telescopes, spaced by 120m Mirrors : 13 m diameter, segmented in 380 individual mirrors of 60 cm diameter Mirrors : 13 m diameter, segmented in 380 individual mirrors of 60 cm diameter Cameras : 960 PMs Cameras : 960 PMs Field of view of 5 degree Field of view of 5 degree Threshold : 100 – 200 GeV Threshold : 100 – 200 GeV PSF after alignment : 1.3 ~ 0.38 mrad PSF after alignment : 1.3 ~ 0.38 mrad Location : 23 degree sud, 15 degree est, 1800 m altitude, in Namibia Location : 23 degree sud, 15 degree est, 1800 m altitude, in Namibia

53 Les télescopes Monture alt-azimuth Surface de miroir ~107 m 2, diamètre 13 m, longueur focale 15 m Miroir segmenté en 380 miroirs individuels de 60 cm de diamètre HESS phase 1 : 4 télescopes espacés de 120 m 23 deg sud, 15 deg est (Namibie) Altitude : 1800m

54 Les caméras 960 PMs, 900 kg, 2m PMs, 900 kg, 2m 3 pixel = 0.16 deg, pixel = 0.16 deg, soit 2.8 mrad soit 2.8 mrad Champ de vue: Champ de vue: 5 deg 5 deg Précision de pointage: 8 Précision de pointage: 8 Fenêtre dintégration: ~ 16 nanosecondes Fenêtre dintégration: ~ 16 nanosecondes Seuil: GeV Seuil: GeV PSF après alignement: 1.3, soit 0.38 mrad PSF après alignement: 1.3, soit 0.38 mrad


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