XII.3 Observations de la région de MSH 15-52 avec le Fermi-Large Area Telescope
XII.3.2 Analyse du pulsar PSR B1509-58
L’analyse temporelle du pulsar PSR B1509-58 a été effectuée en considérant les photons d’énergie supérieure à 30 MeV, dans une région d’intérêt circulaire centrée sur la position du pulsar en radio, R.A. = 228.48175◦, Dec. = −59.13583◦ (J2000), dont le rayon angulaire θ varie avec l’énergie E selon la fonction suivante :
θ < max(5.12◦× ( E
100MeV)
−0.8, 0.2◦) (XII.1)
Cette fonction reproduit l’évolution avec l’énergie de la PSF du LAT, notamment à basse énergie. L’analyse temporelle utilise l’éphéméride décrite au cours de la section précédente. La courbe de lumière obtenue au terme d’un an de mission par Fermi au dessus de 30 MeV est représentée en figure XII.1. Parmi les 28966 photons détectés au dessus de 30 MeV, on estime 1267 ± 515 photons pulsés après soustraction du bruit de fond. Le profil observé dans le domaine radio à la fréquence 1.4 GHz est superposé en rouge en figure XII.1. La phase 0 a été définie par le maximum du pic de ce profil radio.
La courbe de lumière observée au dessus de 30 MeV présente 2 pics, P1 et P2, dont les positions en phase sont φ1= 0.96 ± 0.01 et φ2= 0.33 ± 0.02 respectivement. Les deux pics sont ainsi séparés de
∆φ = 0.37 ± 0.02 en phase. P1 et P2 présentent des formes symétriques, dont les résultats de
l’ajus-tement par des distributions lorentziennes correspondent à des largeurs à mi-hauteur de 0.22 ± 0.11 et 0.05 ± 0.03 respectivement.
La figure XII.1 illustre de plus le fait que le premier pic observé en rayons γ précède le pic observé dans le domaine radio à la fréquence de 1.4 GHz de 0.04 ± 0.01 en phase, ce qui correspond à un retard en temps de (6 ± 2) ms.
La table XII.1 présente le résultat du test de périodicité effectué sur le pulsar PSR B1509-58 dans différents intervalles en énergie : 30 MeV – 100 GeV, 30 – 100 MeV, 100 – 300 MeV, 300 MeV – 1 GeV, 1 – 100 GeV. Les résultats de ce test sont donnés en terme de H-test, et convertis en terme
FIG. XII.1 – Courbe de lumière du pulsar PSR B1509-58 obtenues à partir des données LAT au dessus de 30 MeV dans une région d’intérêt circulaire et dépendant de l’énergie selon la formule (XII.1). La précision est de 1/30 en phase. Le profil radio est superposé en rouge. La phase 0 est définie au maximum du pic observé en radio à 1.4 GHz. Deux rotations du pulsar sont représentées.
de significativité selon les formules présentées en référence (de Jager et al. 1989). Les courbes de lumière correspondantes sont représentées en figure XII.2, ainsi que la courbe de lumière observée dans l’intervalle en énergie 0.75 – 30 MeV par CGRO-COMPTEL (Kuiper et al. 1999).
Les pulsations de PSR B1509-58 sont ainsi détectées avec une valeur de H-test de 31.34 corres-pondant à une significativité de 4.51 σ au dessus de 30 MeV. La position des deux pics observés au dessus de 30 MeV demeure stable avec l’énergie, aux erreurs statistiques près. Par ailleurs, aucune pulsation significative n’est observée au dessus de 1 GeV.
Intervalle en énergie Valeur de H-test Significativité
(GeV) (σ ) 0.03 – 100 31.34 4.51 0.03 – 0.1 15.42 3.07 0.1 – 0.3 15.60 3.09 0.3 – 1.0 4.66 1.42 1.0 – 100 0.06 0.03
TAB. XII.1 – Résultats des tests de périodicité réalisés sur le pulsar PSR B1509-58. Les photons à l’intérieur d’une région d’intérêt circulaire et dépendant de l’énergie sont sé-lectionnés.
XII.3. OBSERVATIONS DE LA RÉGION DE MSH 15-52 AVEC LE FERMI-LARGE AREA TELESCOPE
FIG. XII.2 – Courbes de lumière du pulsar PSR B1509-58 obtenues à partir des données LAT dans différents intervalles en énergie dans une région d’intérêt circulaire et dépen-dant de l’énergie selon la formule (XII.1). La courbe de lumière obtenue par COMPTEL au dessous de 30 MeV est également représentée (Kuiper et al. 1999). Deux rotations du pulsar sont représentées.
Notons par ailleurs que de l’utilisation des évènements de la classe Source et Transient, bénéficiant d’une statistique plus importante à basse énergie du fait d’une plus large surface efficace, résulte une détection des pulsations de PSR B1509-58 au dessus de 30 MeV avec une significativité de 4.90 σ et 3.80 σ respectivement.
Analyse spectrale
L’analyse spectrale du pulsar PSR B1509-58 a été réalisée avec l’outil gtlike, de manière simi-laire à l’étude effectuée sur la nébuleuse et le pulsar du Crabe, dont les résultats sont présentés en section XI.3.3 et XI.3.4 respectivement. La version des IRFs utilisées est P6_V3, de même que pour l’étude de la région du Crabe. Seuls le catalogue dont les sources voisines sont extraites pour
consti-FIG. XII.3 – Distribution spectrale en énergie du pulsar PSR B1509-58 des énergies du keV au GeV. Les limites supérieures sur le flux (2 σ de niveau de confiance) dérivées des analyses spectrales des données LAT sont représentées en rouge. Le losange vert repré-sente le flux en rayons γ calculé à partir de la courbe de lumière, d’une estimation de la surface efficace et de l’exposition dans l’intervalle 300 MeV – 1 GeV. Les limites supé-rieures obtenues à partir des observations EGRET sont représentées par des disques bleus. Les points spectraux de COMPTEL sont représentés par des carrés noirs. Les droites en pointillés représentent les formes spectrales dérivées de l’observation du pulsar par ASCA (0.7-10 keV), Ginga (2-60 keV), CGRO-OSSE (50-750 keV), WELCOME (94-240 keV) et RXTE (2-250 keV) (Kuiper et al. 1999).
tuer le modèle de source et la version du modèle décrivant l’émission diffuse galactique et extra-galactique diffèrent. En effet, d’une part, les informations spatiales et spectrales des sources situées proches du pulsar PSR B1509-58 sont extraites du catalogue de sources détectées de manière signifi-cative au terme d’un an de mission (Abdo et al., 2010 Catalogue de Sources Fermi). D’autre part, les fonds diffus sont ici modélisés à l’aide des fichiers décrits au cours du paragraphe VII.3.1 et mis à la disposition de la communauté scientifique.
Malgré la détection et l’identification du pulsar PSR B1509-58 au dessous de 1 GeV de par ces caractéristiques temporelles, l’analyse spectrale avec l’outil gtlike n’a révélé aucune émission signi-ficative à la position du pulsar entre 100 MeV et 1 GeV. Ceci est dû à la localisation de ce pulsar faiblement émissif près du plan galactique (latitude galactique b = −1.2) mais aussi à la présence d’un pulsar très brillant, PSR J1509-5850, situé à une distance angulaire de seulement ∼ 0.7◦du pul-sar PSR B1509-58 et dont la localisation est indiquée en figure XII.4. L’émission à basse énergie, i.e. en dessous du GeV, ainsi dominée par l’émission galactique et le rayonnement du pulsar voisin rend l’analyse spectrale du pulsar d’intérêt extrêmement complexe. L’émission étant moins significative que 3 σ , des limites supérieures sur le flux (2 σ de niveau de confiance) ont été dérivées dans les intervalles 100 – 300 MeV et 300 MeV - 1 GeV et sont représentées en rouge en figure XII.3.
Une méthode alternative a été mise en place pour estimer le flux de ce pulsar malgré la complexité de l’analyse spectrale avec gtlike. Le nombre de photons pulsés dans les intervalles 100 – 300 MeV
XII.3. OBSERVATIONS DE LA RÉGION DE MSH 15-52 AVEC LE FERMI-LARGE AREA TELESCOPE
FIG. XII.4 – Cartes en photons (unités arbitraires) de la région de MSH 15-52 au dessus de 1 GeV (à gauche) et 10 GeV (à droite), en coordonnées galactiques. Les contours de la nébuleuse MSH 15-52 observée par l’expérience au sol H.E.S.S. sont représentés en noir (Aharonian et al., 2005 MSH 15-52). Les positions des pulsars PSR B1509-58 et PSR J1509-5850 sont marquées par des étoiles en bleu.
et 300 MeV - 1 GeV ont été estimé à partir de l’observation des courbes de lumière présentées en figure XII.2 et après soustraction du niveau de fond. Le calcul de l’exposition moyenne et de la surface efficace dans ces intervalles en énergie a permis une estimation du flux. Toutefois, la surface efficace de l’instrument présentant de larges variations sur l’intervalle 100 – 300 MeV, l’estimation de la valeur moyenne dépend directement de l’hypothèse faite sur la dureté du spectre. De ce fait, le flux estimé présente de fortes incertitudes, notamment dans la gamme d’énergie 100 – 300 MeV. Pour cette raison, seul le résultat obtenu dans la gamme 300 MeV - 1 GeV est représenté par un losange en vert sur la distribution spectrale en figure XII.3. Ce résultat est compatible avec la limite supérieure dérivée de l’analyse spectrale avec gtlike.
L’observation de la distribution spectrale en énergie des énergies du keV au GeV, représentée en figure XII.3 indique une coupure dans le spectre du pulsar à une énergie de l’ordre de 10 à 30 MeV, telle que suggérée par Kuiper et al. (1999).