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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.

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1 RECHERCHE DE PHOTONS PULSES AU-DESSUS DE 30 GEV DANS LE CRABE ET PSR B AVEC LE DETECTEUR CERENKOV ATMOSPHERIQUE CELESTE Emmanuel Durand – 20 janvier CENBG ƀ Les pulsars ƀ Les pulsars gamma ƀ Principe de CELESTE ƀ Datation ƀ Objectifs de lanalyse ƀ Le pulsar du Crabe et PSR B ƀ Conclusions et perspectives A mon père…

2 LES PULSARS ƀ Pulsar = étoile à neutrons en rotation rapide et à champ magnétique intense. Champ magnétique 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 Gauss Période de rotation ms – quelques secondes Magnétosphère = plasma chargé ƀ Étoile à neutrons = stade ultime des étoiles de masses résiduelles masses solaires, suite à leffondrement gravitationnel de létoile suivi de lexplosion en supernova. Masse = 1-3 masses solairesSuperfluide de neutrons Diamètre = 10 kmDensité = kg/m 3 (10 9 tonnes / cm 3 ) ƀ Étoile à neutrons = stade ultime des étoiles de masses résiduelles masses solaires, suite à leffondrement gravitationnel de létoile suivi de lexplosion en supernova. Masse = 1-3 masses solairesSuperfluide de neutrons Diamètre = 10 kmDensité = kg/m 3 (10 9 tonnes / cm 3 ) 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 délectrons 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 délectrons milieu interstellaire

3 LES PULSARS Bref historique : ƀ 1932 : découverte du neutron par J. Chadwick (prix Nobel 1935) ƀ 1934 : naissance du modèle de létoile à neutrons (W. Baade & F. Zwicky) ƀ 1939 : structure interne dune 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 B (P=1.337s) ƀ 1968 : Modèle du phare pour expliquer lémission pulsée (Gold & Pacini)

4 LES PULSARS ƀ Aujourdhui : plus dun 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)

5 OBSERVATION DES PULSARS EN GAMMA 10 GeV300 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

6 ƀ Propagation des particules chargées le long des lignes de champ magnétique ƀ Cylindre de lumière : délimite la magnétosphère en corotation avec létoile (Crabe : T = 33 ms, R CL 1600 km) R CL =c/ ƀ Lignes de champ ouvertes Courants de fuite Zone dépourvue de charge Champ électrique accélérateur parallèle aux lignes de champ magnétique E V.m -1 Accélération des particules chargées qui émettent des photons Synchrotron Rayonnement de courbure Inverse Compton ƀ Surface de neutralité : dun côté des charges positives, de lautre des charges négatives Emission pulsée : dans la magnétosphère du pulsar

7 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 !!! ƀ 2 zones possibles 2 modèles théoriques : Modèle de la calotte polaire : Polar Cap Modèle de la cavité externe : Outer Gap ƀ Les différences : Forme de la cassure spectrale Calotte polaire = super exponentielle Cavité externe = exponentielle Energie E 0 de la cassure spectrale E 0 Polar Cap < E 0 Outer Gap Taille angulaire du faisceau Les cavités accélératrices

8 PULSARS CANDIDATS POUR CELESTE Rappel : 8 pulsars gamma dont 7 aux énergies de EGRET ƀ 6 pour E > 100 MeV ƀ 3 dans lhémisphère 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 B – Crabe 2 candidats pour CELESTE 1 – PSR B – Crabe

9 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 : ergs/s Champ magnétique : 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 : ergs/s Champ magnétique : G Objet associé : nébuleuse du Crabe (SNR) PSR B Distance : 2.5 kpc 8.2 années lumière Période : 39.5 ms Age : ans Luminosité : ergs/s 1/3 Crabe Champ magnétique : G Objet associé : CTB80 (SNR) PSR B Distance : 2.5 kpc 8.2 années lumière Période : 39.5 ms Age : ans Luminosité : ergs/s 1/3 Crabe Champ magnétique : G Objet associé : CTB80 (SNR)

10 Gerbe de particules secondaires e +, e -, Photons Cerenkov (bleu et UV) Tour 100 m 40 heliostats de 54 m 2 ƀ Simple pointé 11 km (17 km) ƀ Double pointé 11/25 km Photons PRINCIPE Optique secondaire & PMs 300 m 250 m Majorité trigger 3/5 ou 4/5

11 POINTS 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 danalyse ƀ Bruit de fond de même nature que le signal ƀ Stabilité de latmosphère 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)

12 PHASOGRAMMES ƀ La Terre nest 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) tdb i Données éphémérides radio t 0, f 0, f 0 Extrapolation Phase i PHASOGRAMME × N événements ƀ CRABE : Jodrell Bank – Tous les mois ƀ PSR B : DELICAT !!! Observatoire de Nancay et Jodrell Bank ( TDB = Temps Dynamique Barycentrique ) 1 tour tntn t n+1

13 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 OPTIQUE 2 périodes

14 DEFINITION DES INTERVALLES DE PHASE (EGRET) ƀ NOTATIONS LW : Leading WingBRIDGE : Espace entre les deux pics P : PeakOP : Off Pulse TW : Trailing Wing ƀ CRABE ƀ PSR B int. : LW1, P1, TW1, BRIDGE, LW2, P2, TW2, OP 4 int. : P1, OP1, P2, OP2

15 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)

16 STATISTIQUE PSR B 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 ?

17 ACCEPTANCE 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 m 2

18 PROCEDURE DANALYSE ƀ OBJECTIF : Augmenter le rapport signal sur bruit en dessous de 50 GeV Rejeter hautes énergiesRejeter 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 = / OFF 1/2

19 Altitude de pointé Direction pointée Maximum de la gerbe Distribution de lumière au sol Temps darrivée des photons Cerenkov au sol Reconstruction du front donde Cerenkov Info = courants danode, échelle des groupes, dates GPS, info météo …, etc. Fenêtre 100 ns PRINCIPE DE CELESTE - MESURES - PRINCIPE DE CELESTE - MESURES - Charge collectée

20 NATURE DES COUPURES ƀ RAPPELCELESTE = échantillonneur 2 informations essentielles : DISTRIBUTION DE LUMIERE AU SOL TEMPS DARRIVEE AU SOL ƀ NATURE DES COUPURES Réjection hautes énergies : CHARGE Réjection hadronique : HOMOGENEITE DE LA DISTRIBUTION DE LUMIERE AU SOL TEMPS DARRIVEE GAMMA 300 GeVPROTONS 300 GeVGAMMA 50 GeVPROTONS 50GeV

21 COUPURE EN CHARGE CHARGE MOYENNE / HELIOSTAT TOUCHE : Q moy < 15 pe / héliostat Q totale E < 50 GeV 100 % OFF 80 % Q 1.1 Q Moyen E < 50 GeV 100 % OFF 55 % Q 1.3

22 COUPURE TEMPORELLE ƀ Rappel : ajustement dun front donde sphérique à partir des temps darrivée pour reconstruire la direction résidus de lajustement du front donde : résidus gamma < résidus hadrons Maximum des résidus < 5 ns Pour E < 50 GeV : 100 % OFF 35 % Q 1.7

23 BILAN 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 m 2

24 Lot 1 : 3/5 - simple pointé ANALYSE CRABE Données brutes Données après coupures Et langle horaire ?

25 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 Et pour H > 3/4 h ?

26 Lot 2 : 4/5 - simple pointé ANALYSE CRABE -3/4 h < H < +3/4 h Après coupures Totalité du lot 2 Après coupures Pas de signal

27 Lot 3 : 3/5 - double pointé -3/4 h < H < +3/4 h Après coupures Totalité du lot 3 Après coupures ANALYSE CRABE Pas de signal

28 Lot 1 : 3/5 - simple pointé -3/4 h < H < +3/4 h Après coupures Totalité du lot 1 Après coupures ANALYSE PSR B Pas de signal

29 Lot 2 : 3/5 - double pointé -3/4 h < H < +3/4 h Après coupures Totalité du lot 2 Après coupures ANALYSE PSR B Pas de signal

30 Lot 3 : 4/5 - double pointé -3/4 h < H < +3/4 h Après coupures Totalité du lot 3 Après coupures ANALYSE PSR B Pas de signal

31 BILAN DE LANALYSE 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 B : situation claire Aucun signal mis en évidence DEMARCHE : 1 - Significativité insuffisante LIMITE SUPERIEURE 2 - Si signal sur le Crabe : Flux ? Compatible avec autres observations ?

32 ƀ Principe : si pas de signal, on estime le nombre maximum dévénements pulsés qui pourraient être noyés dans les fluctuations statistiques ƀ Pratique : 1 - Limite supérieure en nombre dévénements 2 - Flux total EGRET instantané + atténuation exponentielle (b=1, OG) ou super exponentielle (b=2, PC) 3 – Intégration et détermination de lénergie de coupure E 0 ƀ Principe : si pas de signal, on estime le nombre maximum dévénements pulsés qui pourraient être noyés dans les fluctuations statistiques ƀ Pratique : 1 - Limite supérieure en nombre dévénements 2 - Flux total EGRET instantané + atténuation exponentielle (b=1, OG) ou super exponentielle (b=2, PC) 3 – Intégration et détermination de lénergie de coupure E 0 LIMITE SUPERIEURE Loi de puissance EGRET Acceptance CELESTE Terme de coupure Durée totale dobservation Temps mort (20%) Intervalle de phase : 0.64

33 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 léchelle en énergie A(E) A( (1 0.30)E ) 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

34 LIMITE SUPERIEURE SUR LE CRABE Coupure exp. E 0 < 80 GeV A(0.7E) Prédictions théoriques : rayonnement de coubure uniquement

35 LIMITE SUPERIEURE SUR LE CRABE Coupure super-exp. E 0 < 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

36 LIMITE SUPERIEURE SUR PSR B Coupure exp. E 0 < 57 GeV A(0.7E)

37 LIMITE SUPERIEURE SUR PSR B Coupure super-exp. E 0 < 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

38 EFFET SAISONNIER Rappels : SaisonTaux PSR B été 15 Hz CRABE hiver25 Hz 40 % de moins Pas pris en compte dans le calcul de la limite supérieure Travail préliminaire :Atténuation de lacceptance 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. : E 0 < 57 GeV E 0 < 97 GeV Coupure super-exp. :E 0 < 62 GeV E 0 < 89 GeV Limites supérieures augmentent : Coupure exp. : E 0 < 57 GeV E 0 < 97 GeV Coupure super-exp. :E 0 < 62 GeV E 0 < 89 GeV

39 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…

40 X haute énergie 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 BRIDGE PRESENT P1 < P2 P1P2P2

41 LW1P1LW1TW1 REMARQUE 2 : EGRET HAUTE ENERGIE TW1BRIDGELW2 P2 TW2 Intervalles de phase favorables : P2 + BRIDGE + Ailes inter-pics = TW1 & LW2 Coupure ?

42 REMARQUE 3 : TEST STATISTIQUE Test duniformité = 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) = 14% Test duniformité = 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) = 14%

43 BILAN Profil observé compatible avec lextrapolation Quel serait le flux ?

44 FLUX PULSE DU CRABE Coupure exp. 14 GeV < E 0 < 57 GeV A(1.3E) > A > A(0.7E) Acceptance nominale : E 0 = 25 GeV 5.4 / min (taux instantané) 2.7 / min (taux moyen observé) Coupure exp. 14 GeV < E 0 < 57 GeV A(1.3E) > A > A(0.7E) Acceptance nominale : E 0 = 25 GeV 5.4 / min (taux instantané) 2.7 / min (taux moyen observé)

45 FLUX PULSE DU CRABE Coupure super-exp. 19 GeV < E 0 < 60 GeV A(1.3E) > A > A(0.7E) Acceptance nominale : E 0 = 31 GeV 5.4 / min (taux instantané) 2.7 / min (taux moyen observé) Coupure super-exp. 19 GeV < E 0 < 60 GeV A(1.3E) > A > A(0.7E) Acceptance nominale : E 0 = 31 GeV 5.4 / min (taux instantané) 2.7 / min (taux moyen observé)

46 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) E 0 = 25 GeV ƀ Lot 2 – simple pointé & 4/5, |H| < 3/4 h : OP = évts T obs = 5.5 h ƀ Lot 3 – double pointé & 3/5, |H| < 3/4 h : OP = évts T obs = 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) E 0 = 25 GeV ƀ Lot 2 – simple pointé & 4/5, |H| < 3/4 h : OP = évts T obs = 5.5 h ƀ Lot 3 – double pointé & 3/5, |H| < 3/4 h : OP = évts T obs = 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

47 CONCLUSIONS & PERSPECTIVES POUR CELESTE ƀ Première observation autour de 30 GeV pour le pulsar du Crabe et PSR B ƀ Développement dune analyse temporelle spécifique aux pulsars ƀ Développement dune analyse spécifique aux gammas de basses énergies ƀ Etablissement de limites supérieures sur le Crabe et PSR B ƀ Présence dun excès à 3.3 sur un lot de données ƀ Première observation autour de 30 GeV pour le pulsar du Crabe et PSR B ƀ Développement dune analyse temporelle spécifique aux pulsars ƀ Développement dune analyse spécifique aux gammas de basses énergies ƀ Etablissement de limites supérieures sur le Crabe et PSR B ƀ Présence dun excès à 3.3 sur un lot de données ƀ Nouvelles données sur le Crabe, dans la nouvelle configuration du détecteur optimisée pour lanalyse standard ON-OFF. Incidence à basse énergie ? ƀ Compréhension et prise en compte des effets datmosphère ƀ Affiner la maîtrise de lacceptance aux basses énergies avec la simulation ƀ Nouvelles données sur le Crabe, dans la nouvelle configuration du détecteur optimisée pour lanalyse standard ON-OFF. Incidence à basse énergie ? ƀ Compréhension et prise en compte des effets datmosphère ƀ Affiner la maîtrise de lacceptance aux basses énergies avec la simulation

48 LA PROCHAINE GENERATION DE DETECTEURS ƀ Détecteurs au sol : MAGIC :Canaries30 GeV1 télescope HESS :Namibie50 GeV4 télescopes VERITAS :Arizona75 GeV7 télescopes ƀ Détecteurs embarqués sur satellite : INTEGRALOctobre 2002 ~MeV GLAST MeV 300 GeV, 25 sensibilité dEgret -AMS2005 énergie, sensibilité ~ comme Egret AGILE2004 ƀ Détecteurs au sol : MAGIC :Canaries30 GeV1 télescope HESS :Namibie50 GeV4 télescopes VERITAS :Arizona75 GeV7 télescopes ƀ Détecteurs embarqués sur satellite : INTEGRALOctobre 2002 ~MeV GLAST MeV 300 GeV, 25 sensibilité dEgret -AMS2005 énergie, sensibilité ~ comme Egret AGILE2004

49 ƀ Confirmation des observations EGRET Princeton Pulsar Catalog c LA PROCHAINE GENERATION DE DETECTEURS 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 dEGRET ƀ Population de pulsars : Radio-quiet (Geminga) / Radio-loud ƀ Sources non-identifiées dEGRET ATNF Pulsar Catalog c. 2002

50 FIN

51

52

53 POPULATIONS PREDITES

54 TAUX DHUMIDITE ?  Sélection en taux de comptage runs avec H > 80% rejetés  De nombreux runs sans info météo Pas de sélection en taux dhumidité !!! (à contrôler par la suite …)

55 COUPURE EN CHARGE CHARGE TOTALE :Q < 500 pe E < 50 GeV 100 % OFF 80 %

56 SIGNIFICATIVITE De nombreux points nont 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 dessais : binning …, etc ƀ Htest semble indique une périodicité (différent pour tous les autres lots) ƀ Profil conforme au profil attendu daprès 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 dautres données de la sélection en angle horaire De nombreux points nont 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 dessais : binning …, etc ƀ Htest semble indique une périodicité (différent pour tous les autres lots) ƀ Profil conforme au profil attendu daprès 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 dautres données de la sélection en angle horaire Rappels : pour un bin i

57 Le cycle de la vie dune étoile Proto-étoile dans la « nurserie » détoiles Etoile géante Supernovae Type II = 100 > 3.4 Trou noir Etoile simple Fin de la séquence principal Géante rouge Nébuleuse planétaire < 10 < 1.4 Naine blanche Géante rouge Supernovae Type II > – 3.4 Etoile à neutron ou pulsar Etoile double Supernovae Type I Disque daccrétion Explosion en novae Nébuleuse : « Nurserie » de nouvelles étoiles Sébastien Incerti

58 BARYCENTRISATION Périodicité perdue au niveau de lobservatoire 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 …

59 MESURE DU CRABE EN OPTIQUE Principe : utilisation de 3 à 6 héliostats en pointé parallèle sur le Crabe Les courants : ƀ Collection des courants danode 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)

60 MAXIMUM DES RESIDUS ƀ Données OFF : 2 populations dévénements Idem gamma simulation Hadrons ou problème avec les codeurs FADC ? ƀ Idée : utilisation des résultats (fiables) de lanalyse standard ON-OFF du Crabe

61 MAXIMUM DES RESIDUS OFF ON ON - OFF Après coupures standards :

62 Et PSR B ? Quelques idées ? ƀ Effet saisonnier : on ne maîtrise pas limpact de cet effet sur lacceptance 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 B plus vieux que le Crabe Champ magnétique plus faible …, etc Quelques idées ? ƀ Effet saisonnier : on ne maîtrise pas limpact de cet effet sur lacceptance 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 B plus vieux que le Crabe Champ magnétique plus faible …, etc

63 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

64 EVOLUTION DE LACCEPTANCE AVEC LANGLE HORAIRE

65 ACQUISITION ET TAUX DE COMPTAGE ACQUISITION ET TAUX DE COMPTAGE

66

67 5 : 5 grands télescopes en stéréo à une altitude de 5 km ƀ 5 grands télescopes = Grande surface de miroir ƀ Altitude = réduit labsorption atmosphérique ƀ Imagerie stéréo = améliore résolution spatiale et énergie TAUX ATTENDUS AVEC LES DIFFERENTS IMAGEURS

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69

70

71 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

72 POPULATIONS PREDITES


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