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 PULSARS 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 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 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 PULSARS Bref 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 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 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

Emission pulsée : dans la magnétosphère du pulsar ƀ Propagation des particules chargées le long des lignes de champ magnétique ƀ Cylindre de lumière : délimite la magnétosphère en corotation avec l’étoile (Crabe : T = 33 ms , RCL  1600 km) ƀ Lignes de champ ouvertes RCL=c/ 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 Compton Ajouter synchrotron et courbure + valeur champ electrique accelerateur ƀ Surface de neutralité : d’un côté des charges positives, de l’autre des charges négatives

Les cavités accélératrices ƀ Absorption des photons  par création de paires  écrantage du champ électrique accélérateur  délimite les cavités accélératrices  cassure du spectre gamma en énergie 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 E0 de la cassure spectrale E0 Polar Cap < E0 Outer Gap • Taille angulaire du faisceau Taille du faisceau OBSERVATION PAR CELESTE AUTOUR DE 30 GEV  CONTRAINTES SUR LES MODELES THEORIQUES POUR LA PREMIERE FOIS !!!

PULSARS CANDIDATS POUR CELESTE Rappel : 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 Loi de puissance en E-2 = plat Densité de puissance par décade d’énergie 2 candidats pour CELESTE 1 – PSR B1951+32 2 – Crabe

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 :  441034 ergs/s Champ magnétique : 3.81012 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 :  151034 ergs/s  1/3 Crabe Champ magnétique : 4.91011 G Objet associé : CTB80 (SNR)

Gerbe de particules secondaires Optique secondaire & PMs PRINCIPE Photons g Gerbe de particules secondaires e+, e- , g Optique secondaire & PMs Majorité trigger 3/5 ou 4/5 Photons Cerenkov (bleu et UV) 100 m Tour Les deux pulsars : PSR 1951 + CRABE 40 heliostats de 54 m2 ƀ Simple pointé 11 km (17 km) ƀ Double pointé 11/25 km

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 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 Réjection : ƀ Majorité trigger : 3/5 ou 4/5  réjection des coïncidences fortuites ƀ Coupures d’analyse Pour le pulsar : ƀ Analyse en phase  MESURES HORS PIC REMPLACENT MESURES HORS SOURCE (OFF)

Données éphémérides radio PHASOGRAMMES 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) ( TDB = Temps Dynamique Barycentrique ) 1 tour Extrapolation tdbi tn tn+1 t0 , f0 , f0’ On vire tout ! Phaso avant et barycentrisation = TCHAO ! Acquis => Référentiel pas Gal… Phase i Données éphémérides radio × N événements PHASOGRAMME ƀ CRABE : Jodrell Bank – Tous les mois ƀ PSR B1951+32 : DELICAT !!! Observatoire de Nancay et Jodrell Bank

MESURE DU CRABE EN OPTIQUE 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 Pics optiques aux endroits attendus - Validation de la datation au niveau soft et hard 2 périodes ƀ Plusieurs prises de données réalisées sur des périodes différentes et sur deux années

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 ƀ Sélection des données : • Durée > 400 secondes • Taux de comptage : 3/5 : 20 Hz < t < 30 Hz 4/5 : 6 Hz < t < 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) Tentative d’optimisation du signal pour l’analyse ON - OFF

STATISTIQUE PSR B1951+32 ƀ Sélection des données : • Durée > 400 secondes • Taux de comptage : 3/5 : 12 Hz < t < 17 Hz 4/5 : 5 Hz < t < 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 ?

ACCEPTANCE ƀ Acceptance = surface effective de collection 10000 m2 A basse énergie : 11/25 km – 3/5 < 11 km – 4/5 < 11 km – 3/5 PREFERENCE POUR LE LOT 1

PROCEDURE 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 Analyse standard => ABSENCE DE SIGNAL AU DESSUS DE 60 GeV

PRINCIPE DE CELESTE - MESURES - Charge collectée Fenêtre 100 ns Maximum de la gerbe Info = courants d’anode, échelle des groupes, dates GPS, info météo …, etc. Direction pointée Altitude de pointé Temps d’arrivée des photons Cerenkov au sol  - 2 - Distribution de lumière au sol - 1 - Reconstruction du front d’onde Cerenkov

NATURE 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 50 GeV PROTONS 50GeV GAMMA 300 GeV PROTONS 300 GeV

CHARGE MOYENNE / HELIOSTAT TOUCHE : Qmoy < 15 pe / héliostat COUPURE 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 Refaire figure…

COUPURE 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 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 10000 m2 Acceptance = surface effective de collection Acceptance double pointé et 4/5

Données après coupures Lot 1 : 3/5 - simple pointé ANALYSE CRABE Données brutes Significativité et référence OP ! Données après coupures Et l’angle horaire ?

Semble préconiser une sélection en angle horaire |H|< 3/4 h Lot 1 : 3/5 - simple pointé ANALYSE CRABE Données après coupures + Sélection en angle horaire moyen -3/4 h < H < +3/4 h Et pour H > 3/4 h ? Semble préconiser une sélection en angle horaire |H|< 3/4 h

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

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

Pas de signal ANALYSE PSR B1951+32 Lot 1 : 3/5 - simple pointé Totalité du lot 1 Après coupures Pas de signal -3/4 h < H < +3/4 h Après coupures

Pas de signal ANALYSE PSR B1951+32 Lot 2 : 3/5 - double pointé Totalité du lot 2 Après coupures Pas de signal -3/4 h < H < +3/4 h Après coupures

Pas de signal ANALYSE PSR B1951+32 Lot 3 : 4/5 - double pointé Totalité du lot 3 Après coupures Pas de signal -3/4 h < H < +3/4 h Après coupures

BILAN 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 s ƀ PSR B1951+32 : situation claire Aucun signal mis en évidence DEMARCHE : 1 - Significativité insuffisante  LIMITE SUPERIEURE 2 - Si signal sur le Crabe : Flux ? Compatible avec autres observations ?

Durée totale d’observation LIMITE SUPERIEURE 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 Durée totale d’observation Loi de puissance EGRET Temps mort (20%) Acceptance CELESTE Terme de coupure Intervalle de phase : 0.64

LES DONNES POUR LES CALCULS DES LIMITES SUPERIEURES 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( (10.30)E ) 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 E0 < 80 GeV Coupure exp. E0 < 80 GeV A(0.7E) Justifier modèle : RC uniquement monoénergétique Prédictions théoriques : rayonnement de coubure uniquement

LIMITE SUPERIEURE SUR LE CRABE E0 < 75 GeV Coupure super-exp. E0 < 75 GeV A(0.7E) Difficile de conclure avec de telles limites supérieures Compatible avec les prédictions des deux modèles

LIMITE SUPERIEURE SUR PSR B1951+32 Coupure exp. E0 < 57 GeV A(0.7E)

LIMITE SUPERIEURE SUR PSR B1951+32 E0 < 62 GeV 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

Pas pris en compte dans le calcul de la limite supérieure EFFET SAISONNIER HADRONS Rappels : Saison Taux PSR B1951+32 été 15 Hz CRABE hiver 25 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 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 ? Conforme au profil attendu ? Périodicité ? 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…

REMARQUE 1 : BRIDGE BRIDGE présent P1 < P2 BRIDGE présent X basse énergie 0.5 – 2 keV BRIDGE inexistant P1 > P2 X haute énergie 2-100 keV BRIDGE présent P1 < P2  basse énergie 100 keV-10 MeV BRIDGE présent P1 < P2 P1 P2 haute énergie > 100 MeV BRIDGE inexistant P1 > P2 BRIDGE PRESENT P1 < P2

REMARQUE 2 : EGRET HAUTE ENERGIE LW1 LW1 P1 TW1 Intervalles de phase favorables : P2 + BRIDGE Ailes inter-pics = TW1 & LW2 Coupure ? TW1 BRIDGE LW2 P2 LW2 TW2

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% Evolution sigma en racine carree

Profil observé compatible avec l’extrapolation BILAN Profil observé compatible avec l’extrapolation Quel serait le flux ?

FLUX PULSE DU CRABE E0 = 25 GeV 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 CRABE E0 = 31 GeV 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 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  Absence de signal sur les lots 2 et 3 pas incompatible avec un signal sur le lot 1

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 s sur un lot de données 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 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 g-AMS 2005 énergie, sensibilité ~ comme Egret AGILE 2004

LA PROCHAINE GENERATION DE DETECTEURS Princeton Pulsar Catalog c. 1995 ATNF Pulsar Catalog c. 2002 ƀ Confirmation des observations EGRET ƀ Recherche de nouveaux pulsars gamma parmi les nouveaux pulsars radio 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

FIN

POPULATIONS PREDITES

TAUX D’HUMIDITE ?  De nombreux runs sans info météo  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 CHARGE CHARGE TOTALE : Q < 500 pe E < 50 GeV   100 % OFF  80 %

SIGNIFICATIVITE Rappels : pour un bin i 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

« Nurserie » de nouvelles étoiles Le cycle de la vie d’une étoile Proto-étoile dans la « nurserie » d’étoiles 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 > 10 1.4 – 3.4 Etoile à neutron ou pulsar Etoile double Supernovae Type I Disque d’accrétion Explosion en novae Nébuleuse : « Nurserie » de nouvelles étoiles Sébastien Incerti

BARYCENTRISATION 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 A VIRER !!! 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 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) A VIRER !

Hadrons ou problème avec les codeurs FADC ? MAXIMUM DES RESIDUS ƀ Données OFF : 2 populations d’événements Idem gamma simulation Hadrons ou problème avec les codeurs FADC ? A supprimer ƀ Idée : utilisation des résultats (fiables) de l’analyse standard ON-OFF du Crabe

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

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

LOT 2 –11 KM , 4/5 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 

EVOLUTION DE L’ACCEPTANCE AVEC L’ANGLE HORAIRE

ACQUISITION ET TAUX DE COMPTAGE

TAUX ATTENDUS AVEC LES DIFFERENTS IMAGEURS 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

The (near) Future Integral (October 2002!) Agile (2003) GLAST (2006) 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

POPULATIONS PREDITES