Emmanuel Durand – 20 janvier 2003 - CENBG

1. 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 ƀObjectifs de l’analyse ƀ Le pulsar du Crabe et PSR B1951+32 ƀ Conclusions et perspectives A mon père…

2. 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

3. 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)

4. 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)

5. 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

6. 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 ƀ Surface de neutralité : d’un côté des charges positives, de l’autre des charges négatives

7. Les cavités accélératrices ƀAbsorption des photons  par création de paires  écrantage du champ électrique accélérateur  délimite les cavités accélératrices  cassure du spectre gamma en énergie ƀ2 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 OBSERVATION PAR CELESTE AUTOUR DE 30 GEV  CONTRAINTES SUR LES MODELES THEORIQUES POUR LA PREMIERE FOIS !!!

8. PULSARS CANDIDATS POUR CELESTE Rappel : 8 pulsars gamma dont 7 aux énergies de EGRET ƀ 6 pour E > 100 MeV ƀ3 dans l’hémisphère 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 B1951+32 2 – 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 :  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)

10. 300 m 250 m 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 40 heliostatsde 54 m2 ƀSimple pointé 11 km (17 km) ƀDouble pointé 11/25 km

11. POINTS DELICATS DE LA TECHNIQUE ƀLe 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 : ƀAnalyse en phase  MESURES HORS PIC REMPLACENT MESURES HORS SOURCE (OFF)

12. PHASOGRAMMES ƀ La Terre n’est pas un référentiel Galiléen  dates TDB au barycentre du SS pour chaque événement ƀTraduire la date en terme de phase (phase = fraction de tour) ( TDB = Temps Dynamique Barycentrique ) 1 tour Extrapolation tdbi tn tn+1 t0 , f0 , f0’ Phase i Données éphémérides radio × N événements PHASOGRAMME ƀCRABE : Jodrell Bank – Tous les mois ƀPSR B1951+32 : DELICAT !!! Observatoire de Nancay et Jodrell Bank

13. 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 2 périodes ƀ Plusieurs prises de données réalisées sur des périodes différentes et sur deux années

14. DEFINITION DES INTERVALLES DE PHASE (EGRET) ƀNOTATIONS LW : Leading Wing BRIDGE : Espace entre les deux pics P : Peak OP : Off Pulse TW : Trailing Wing ƀCRABEƀPSR B1951+32 8 int. : LW1, P1, TW1, BRIDGE, LW2, P2, TW2, OP 4 int. : P1, OP1, P2, OP2

15. STATISTIQUE DES DONNEES SUR LE CRABE ƀSélection 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 ƀStatistique 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 B1951+32 ƀSélection 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 ƀStatistique 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 10000 m2 A basse énergie : 11/25 km – 3/5 < 11 km – 4/5 < 11 km – 3/5 PREFERENCE POUR LE LOT 1

18. PROCEDURE D’ANALYSE ƀOBJECTIF : Augmenter le rapport signal sur bruit en dessous de 50 GeV Rejeter hautes énergies Rejeter un maximum de hadrons ƀMETHODE : • 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

19. 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

20. NATURE DES COUPURES ƀRAPPELCELESTE = échantillonneur  2 informations essentielles : DISTRIBUTION DE LUMIERE AU SOL TEMPS D’ARRIVEE AU SOL ƀNATURE 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

21. 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

22. COUPURE TEMPORELLE • ƀRappel : 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

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 10000 m2

24. Lot 1 : 3/5 - simple pointé ANALYSE CRABE Données brutes Données après coupures Et l’angle horaire ?

25. 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

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

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

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

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

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

31. BILAN DE L’ANALYSE ƀCRABE : 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 ƀPSR 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 ?

32. LIMITE SUPERIEURE ƀPrincipe : si pas de signal, on estime le nombre maximum d’événements pulsés qui pourraient être noyés dans les fluctuations statistiques ƀPratique : 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

33. LES DONNES POUR LES CALCULS DES LIMITES SUPERIEURES ƀDONNEES : prise en compte UNIQUEMENT des données • simple pointé • majorité 3/5 • -3/4 h < H < +3/4 h ƀACCEPTANCE : 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

34. LIMITE SUPERIEURE SUR LE CRABE Coupure exp. E0 < 80 GeV A(0.7E) Prédictions théoriques : rayonnement de coubure uniquement

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

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

37. LIMITE SUPERIEURE SUR PSR B1951+32 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

38. EFFET SAISONNIER HADRONS Rappels :SaisonTaux 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

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. REMARQUE 1 : BRIDGE 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

41. 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

42. 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%

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

44. FLUX PULSE DU CRABE 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)

45. FLUX PULSE DU CRABE 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)

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)  E0 = 25 GeV ƀ Lot 2 – simple pointé & 4/5 , |H| < 3/4 h : OP = 15284 évts Tobs = 5.5 h ƀLot 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=1b=2 1.5  / min 1.4  / min (observé) Significativité = 1.8  Significativité = 1.7  Lot 3 :b=1b=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 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

48. LA PROCHAINE GENERATION DE DETECTEURS ƀDétecteurs 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

49. 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

50. FIN