Revue des résultats de HESS, High Energy Stereoscopic System

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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 l’astronomie 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 l’astronomie gamma au sol
d’après les résultats de HESS 1 publiés en 2005 De nouvelles sources, et de nouveaux types de sources ...

4 Une percée récente de l’astronomie gamma au sol
Détection de la nébuleuse du Crabe : # 50 heures avec Whipple (1989) # 15 min avec HEGRA/CAT (1997) # 30 sec avec HESS 1 (2004) Survey du plan galactique avec HESS 1: ~ 30 deg2 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

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 d’événements
d’après W. Hofmann, HESS spokesman, MPI Heidelberg

7 Sources potentielles de rayons gamma T.H.E. dans l’univers
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 l’interaction 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 + n1(π+ + π-) + n2 π0, π0  2 γ ( N = p ou n)  contreparties radio possibles Annihilation de neutralinos (matière noire) ?

8 Plan Une percée de l’astronomie 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. Systèmes binaires-X et microquasars : accélérateurs de particules efficaces également. Rayonnements radio et X attendus des accélérateurs d’électrons, par émission synchrotron des électrons énergétiques. Ainsi sources gamma T.H.E. sans contrepartie radio ou X pourraient être de nouveaux types d’accélérateurs cosmiques ‘sombres’ :  accélérateurs de protons uniquement ?  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 : Quatorze nouvelles sources au TeV à plus de 4 σ
Centre Galactique SNR J1713

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

13 Découverte de l’émission au TeV d’un candidat microquasar : HESS J1826-148 = LS 5039
Système stellaire binaire-X (étoile normale + étoile compacte) Indices de jets radio relativistes de vitesse 0.2 c Association possible à une source EGRET non-identifiée Détectée par HESS à 7σ

14 Nature des 17 sources du 1er survey du plan galactique au TeV ?
Contreparties possibles diverses : # 4 SNR SNR/BH (CG), 1 SNR/PWN, SNR/XRB, 1 SNR/nonIDEgret # 2 PulsarWN PWN/SNR, 1 PWN/nonIDEgret # 1 Binaire X XRB/SNR # 1 nonIDAsca # 1 nonIDEgret nonIDEgret/SNR, nonIDEgret/PWN # 3 sources sans contreparties : accélérateurs sombres ?... # 1 BH/SNR (C.G.) Pour 11 sources : distances ~ 4 à 10 kpc, Lγ ~ (3-20) x 1034 erg/s

15 Distribution de l’échantillon 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 J1813-178’
(sans contreparties apparentes a priori) Meilleur fit obtenu pour une source étendue de 2’

17 Identification ultérieure de contreparties radio et X pour HESS J1813-178
Contours ASCA en blanc, contours VLA en noir (SNR en coquille) faisceau HESS (à partir de données non publiées; Brogan et al, 2005; Ubertini et al, 2005; Helfand et al, 2005)

18 HESS J = IGR J ! 20 cm radio SNR HII region Association à une source d’INTEGRAL Cette source n’est donc pas un nouveau type d’accélérateur sombre, plutôt un SNR en coquille ?  for ‘dark accelerators’ ... try again ...

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

20 Le pulsar binaire PSR B1259-63
Pulsar milliseconde (48 ms) à 4900 années-lumière Compagnon = étoile massive Be avec éjection de masse  ‘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 B1259-63 : courbe de lumière au TeV
Earth direction

22 La première source cosmique découverte par HESS au TeV : dans le champ du PSR binaire
‘Hot Spot’ 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 d’autres énergies jusqu’ici  HESS J (A&A, 2005)

23 HESS J1303-631 Distribution des événements on et off-source  étendue
0.16° Distribution des événements on et off-source  étendue 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 LTeV > Lrot !) ...  PWN ?? Plutôt un accélérateur de protons : vents ? nuages moléculaires ? SNR ?

24 La nébuleuse de vent de pulsar : MSH 15-52
Nébuleuse optique RCW89 (SNR en coquille) Carte au TeV (A&A, 2005) ROSAT PWN pulsar pulsar CdG au TeV Carte en X par Chandra Pulsar central énergétique B Flot à 0.2c (jet) le long de l’axe du pulsar ? Emission X synchrotron de e- accélérés Détection au TeV marginale par Cangaroo en 2000. Signal au TeV à 25 σ en 22h flux ~ 16 % Crabe  1ere image au TeV d’un ‘jet’ étendu

25 MSH 15-52 profils au TeV spectres THE Une structure clairement résolue
15’ le long de l’axe de la PWN 5’ transverse à l’axe (fig. : meilleurs fits gaussiens et source ponctuelle) Spectre au TeV = loi de puissance d’indice ~ 2.3 jusqu’à 30 TeV. Modèle Compton-inverse d’ e- relativistes sur le fond 3K, et l’ IR d’étoiles et poussières (B ~ 17 μG)

26 Le SNR composite G0.9+0.1 (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 G0.9+0.1 Distribution d’énergie spectrale de
la PWN, fit par synchrotron + Compton-inverse sur fond stellaire, CMB, et poussières. A 8.5 kpc, LTeV ~ 2x1034 erg/s ie la moitié du Crabe (à 2 kpc) Spectre THE compatible avec une loi de puissance d’indice spectral ~ 2.4, de 200 GeV à 6 TeV

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

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

30 RX J (G ) 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. Première image spatialement résolue aux énergies du TeV : révèle une évidente morphologie en coquille Spectre T.H.E. jusqu’à 40 TeV : assez bien décrit par une loi de puissance d’indice ~ 2.2, compatible avec les modèles d’accélération dans ondes de choc. 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 ...

31 Autre exemple : le SNR en coquille Vela junior RX J0852.0
images ROSAT de Vela E >1.3 keV Autre exemple : le SNR en coquille Vela junior RX J0852.0 - Détection à 12 σ en 3.2 h d’exposition avec HESS 1 (A&A, July 2005) Morphologie en coquille clairement visible, coincidant avec l’émission X (ici, contours ASCA)

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

33 Plan Une percée de l’astronomie 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 1ère carte au TeV, 2003 champ de 3 deg
(détection à 11.8 σ) Carte radio à 90 cm 30’’ d’incertitude sur position : Sgr A* , ou SNR Sgr A est, ou autre ?

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

36 Le centre galactique au TeV
2 fortes sources TeV : . J (Sgr A* ?) . G 200 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 d’énergie de Rayons Cosmiques > 3 fois celle de l’environnement solaire, et un spectre plus dur.

37 Le CG : un accélérateur efficace ...
INTEGRAL 20-100keV 13 x 5 deg2 - 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 d’un rayonnement ancien de Sgr A* ?? ~ un écho en X (A&A, 2004) Sgr A* : un AGN de faible luminosité il y a ans ?? INTEGRAL 40-100keV 2 x 2 deg2 pixel = 5’ Source X-dur ~ Sgr A* (ApJL, 2004)

38 Plan Une percée de l’astronomie 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 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. 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) d’après L. Costamante, 2005 BL Lac = AGN avec des jets relativistes orientés vers l’ observateur

41 Découverte de la BL Lac PKS 2005-489 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 = 0.071 mV = 15.3

42 PKS = HESS J Source ponctuelle détectée au TeV à la position : α = 20:09: 29.3s ± 2.7sstat±1.3ssyst δ = - 48:49: 19’’ ± 36’’stat ±20’’syst Position connue de la BL Lac (J2000): α = 20:09: 25.4s δ = - 48:49: 53.7’’  Δ ~ 35’’ spectre au TeV Augmentation du flux entre 2003 et 2004. Spectre T.H.E. très pentu (indice ~ 4)

43 Découverte au TeV de trois nouvelles BL Lac à plus grand z
H à z = (HESS) 1ES à z = (HESS) 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- Les modèles ‘simples’ d’émission SSC imposent alors un fond IR minimum  intérêt cosmologique, évolution des galaxies Bonne nouvelle pour l’astronomie gamma : l’espace extragalactique serait plus transparent au TeV que prévu

44 Absorption des photons au TeV par le fond IR extragalactique
Distribution d’énergie spectrale de l’EBL Spectre au TeV de 1ES1101 Coeff. d’absorption La valeur du fond IR est encore débattue (comptage # mesures directes). Les modèles ‘standard’ d’émission au TeV d’AGN à grand z nécessitent des valeurs minimales pour le fond IR, correspondant aux valeurs déduites par simple comptage de galaxies.

45 Etude détaillée d’une TeV BL Lac : PKS 2155-304
2’ 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) X-ray BL Lac, mV ~ 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)
Distribution d’énergie spectrale de l’EBL Spectres au TeV de 2155, dé-absorbés pour différentes valeurs de l’ 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 d’EBL élevé.

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

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 l’univers 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 ... 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 Lrot ??), suivis en variabilité, proposition de sources à rechercher au TeV, alertes ...

51 Le consortium HESS 8 pays 19 instituts 70 physiciens, astrophysiciens
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 Mirrors : 13 m diameter, segmented in 380 individual mirrors of 60 cm diameter Cameras : 960 PMs Field of view of 5 degree Threshold : 100 – 200 GeV PSF after alignment : 1.3’ ~ 0.38 mrad Location : 23 degree sud, 15 degree est, 1800 m altitude, in Namibia

53 Les télescopes HESS phase 1 : 4 télescopes espacés de 120 m
Monture alt-azimuth Surface de miroir ~107 m2, 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, 2m3 pixel = 0.16 deg, soit 2.8 mrad
Champ de vue: 5 deg Précision de pointage: ” Fenêtre d’intégration: ~ 16 nanosecondes Seuil: GeV PSF après alignement: 1.3 ’, soit 0.38 mrad