H.E.S.S. au L.P.N.H.E. Première partie : H.E.S.S. phase 1 parO. Martineau-Huynh et J.P. Tavernet.

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1 H.E.S.S. au L.P.N.H.E. Première partie : H.E.S.S. phase 1 parO. Martineau-Huynh et J.P. Tavernet

2 Quelques dates Décembre 2003 : 4 télescopes en stéréo... et depuis: Communiqués de presse : 2005 – The young physicisist prize of EPS to M. de Naurois Octobre 2006 : détection de M87 Novembre 2006 : une horloge cosmique Février 2007 : un nouveau type de source gamma... Mars 2007 : Descartes Prize for Research

3 Une moisson de résultats Uniquement 2006- Sept. 2007

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5 Équipe et responsabilité A. Charbonnier M. Ahrouaz O. Martineau-Huynh D. Maurin M. De Naurois JP Tavernet P. Vincent P. Nayman F. Toussenel P. Corona JF. Huppert C. Goffin Responsables des cameras et systèmes associés Responsabilités DAQ Calibrage et suivi de qualité des données Programme de reconstruction et d'analyse maintenance

6 Scan galactique

7 Système binaire X: objet compact (nature?)+ étoile massive. d~2,5kpc Orbite elliptique (période: 3,9 jours) Distance minimale d’approche: 1,5 10 10 m LS 5039

8 Observation HESS  70h d’obs.  Signal à 40 s.  Emission TeV périodique période=3,9 jours Max. en conjonction inférieure Spectres diffèrent suivant la phase

9 LS 5039 Interprétation:  Rôle important de l’absorbtion des  TeV Encore beaucoup de questions:  Pourquoi un flux stable à 0,2 TeV?  Production hadronique ou leptonique?  Travail de modélisation initié dans le groupe (F. Brun) Autres processus que l’absorbtion nécessaires! Cascades de particules? Variation de l’énergie des part. accélérées?

10 La radio-galaxie M87 (seule source extragalactique non blazar au TeV)‏ Distance : z=0.00436 (~16 Mpc)‏ Trou noir central Jet angle ~ 30 o ➔ ce n'est pas un blasar ! Premiere détection au TeV par HEGRA (2003, A&A, 403,L1)‏

11 M87 : observations HESS Observations par HESS: - ~19h en phase de construction - ~52h in 2004/05 Spectre dur (  ~2,2) Variabilité quotidienne Zone d’émission réduite à: R<cx  x1jour ~0,1 pc Emission proche du noyau

12 Fond diffus infrarouge Emission thermique par les étoiles & poussières depuis leur création  NIR: ~1-2µm & FIR ~100-200µm Puissant outil d’étude de la formation des galaxies Mesures directes:  Très difficile! Nécessite 0 bruit de fond (atmosphère, sources gallactiques...) IRAS (84), COBE (92), NIRS (95) Mesures indirectes  Comptage (limite inférieure)  Absorbtion des  TeV

13 Absorbtion  TeV

14 Astronomie  et fond diffus infrarouge HESS:  Détection de 2 blazars lointains H2356-309 (z=0,165,  3) 1ES1101 (z=0,186,  ~2,9)  Modélisation de l’absorbtion des  TeV sur leur trajet:  TeV  IR ->e + e -  Spectre à la source... trop dur!  Explication la plus plausible: CIB plus faible (~facteur 2) qu’attendu par mesures directes... assez proche des limites obtenues par comptage. EBL réduit d’un facteur 2

15 Conclusions Une trentaine de source détectées au dessus de 200 GeV (5 en 2001) La voie Lactée au TeV Une moisson de détections et de physique(s)‏

16 Deuxième partie : H.E.S.S. phase 2 par...

17 Annexe

18 Array of 4 Atmospheric Cerenkov: Telescopes in Namibia (23 o 16'18'' South, 16 o 30'00' East)' Large dishes (107 m 2 )‏ Fast camera (1ns integration) of 960 pixels field of view 5 o observations in moonless night 1000h/year Fully operational since Dec. 2003 Performances; Trigger threshold 100 GeV @ zenith Angular resolution < 0.1° Energy resolution ~ 15% Effective area > 10 5 m 2 1 Crab @ zenith in 30 s (vs 1 h for previous generation)‏ 1% Crab in 25 h

19 Crab Nebula : instrument bien compris period 1 : 3 telescopes period 2 : 4 telescopes period 3 : 4 telescopes Standard reference source for VHE astronomy Point source for H.E.S.S. At H.E.S.S. latitude, it culminates at 45 o, so at a large zenith angle long term stability (period 2 and 3 flux is 10% higher, but difference is smaller than the rms spread). run by run light curve No correction, from atmospheric conditions

20 Un univers plus transparent Spectre IR : mesures et limites P1.0

21 lower limits from galaxy counts measure- ments upper limits Reference shape HESS limits X X EBL resolved Universe more transparent Agreement with standard galaxy evolution model z=0.165z=0.186

22 Une horloge cosmique : LS5039 LS 5039 est un microquasar : système binaire contenant un objet compact, une étoile massive, un disque d'accrétion et des jets Période orbitale : 3,9 jours

23 Une horloge cosmique : LS5039 variable source (data length ~ 1000 days)‏ peak at 3.9078±0.0015 days compatible with orbital period statistical fluctuation < 10 -15 l'autre source dans le champ de vue

24 Une horloge cosmique : LS5039 Premier signal périodique au TeV Modélisation en cours (LPNHE et autres) : Absorption processus de production

25 Centre galactique : Observations: Source ponctuelle (resol. de H.E.S.S) compatible avec le centre gravitationnel Supernovae nébuleuse/pulsar G0.9+0.1 Existence d'une sous structure ?

26 Centre galactique : après soustraction GC molecular clouds Tsuboi et al. 1999 → corrélation avec les nuages moléculaires

27 density of molecular gas -rays flux expected if CR density described by a Gaussian centered at l=0 o, and rms=0.8 o -0.8 o <l<0.8 o, |b|<0.3 o Spectre en loi de puissance : = 2.29 ± 0.07±0.20 ≠ =2.75 'classical' CR spectrum ➔ l'accélérateur(s) de particules proche(s)‏ Diffuse Model : - flux de avec le spectre classique de RC (=2.75) et la masse totale du gaz moléculaire - nécessite d'une composante supplémentaire Énergie d'une SNR suffisante Morphologie et temps de diffusion de proton => sources possibles près du centre galactique 10 kyr (SNR Sgr A East or black hole Sgr A*)‏ => Découverte d'une source de RC !!!

28 PKS2155-304 : THE sursaut 15 fois le Crabe – étude de variabilité à la minute Pas de variabilité spectrale Travail sur les chaines d'étalonnage

29 M87 Contraintes: Variabilité rapide et non corrélée aux autres longueurs d’ondes Spectre très dur Emission ne provient pas des jets ni des noeuds! Solutions: Modèles d’émission TeV possibles:  leptoniques: auto Synchro-Compton à la base des jets.  hadroniques: si protons de 10 20 eV à la base des jets: rayonnement synchrotron photoproduction de  0: p+   + p+  0 p+2  TeV radiation de courbure des protons (si B~10 4 G)