8.4 Surveillance à long terme de GW170817
8.4.4 Analyse spectrale et interprétation des données
8.5 Conclusion . . . 119
8.1 Contexte
Les améliorations techniques des observatoires d’ondes gravitationnelles durant les dernières années ont permis de détecter les premières fusions de trous noirs en 2016 ([5] et [41]). En 2017 a eut lieu la première détection d’une fusion d’étoiles à neutrons. Ce type d’évènement est différent des fusions de trous noirs, car une contrepartie électromagnétique est attendue.
8.2 Premières observations de l’évènement GW 170817
Le 17 août 2017 à 12 h 41 min 04 s CET un signal de fusion d’étoiles à neu-trons est observé par les détecteurs Advanced LIGO et Advanced Virgo [42]. 40 min après est envoyé à tous les partenaires une alerte de détection d’onde gravitationnelles. A 12 h 41 min 06 s Fermi-GBM détecte indépendamment un sursaut gamma (appelé GRB170817A) avec un délai de 1.7 s par rapport
114 Chapitre 8. Surveillance à long terme de l’évènement GW170817 (GRB170817A)
à l’onde gravitationnelle. Très vite une association est faite entre ces deux alertes.
Seul Advanced LIGO détecta GW170817 et le localisa dans une région de 24 200 deg2avec 90% de chance d’être dans la région. A 23 h 54 min 40 s CET, la collaboration LIGO-VIRGO envoya une mise à jour de la position de l’évè-nement et restreignit l’incertitude à 34 deg2 avec un intervalle de confiance de 90% [89]. La distance de l’objet fut estimée à 40±8 Mpc (z≈ 0.01). Ces in-formations ont ensuite été confirmées par [49] qui attribua l’objet à la galaxie NGC 4993 ayant un redshift de z = 0.009787 [134].
De nombreux instruments observant dans les domaines optique [50], ra-dio [100], X [131] et γ [43] détectèrent cette source durant les minutes et heures suivantes.
La Figure8.1montre les détections et les suivis des différents instruments ainsi que les courbes de lumière de Fermi-GBM et de plusieurs instruments optiques.
8.3 Première observation avec H.E.S.S.
H.E.S.S. a participé au suivi de l’alerte et a commencé à observer 1.5 h après la première détection et pris 9 runs d’observations (représentant ≈4.5 h) durant les nuits suivantes [12]. Une stratégie d’observation dédiée au suivi d’alertes d’ondes gravitationnelles [12] a été utilisée. Le planning des obser-vations prend en compte les positions les plus probables de provenance du sursaut dans la région de confiance. Ces positions sont des galaxies prove-nant de différents catalogues. Par chance, H.E.S.S. a observé la position exacte de la source 5 h après le moment de la fusion.
Une analyse standard utilisant les points de contrôle décrits dans le cha-pitre 4 a été utilisée. Bien que la source ne fut pas détectée entre 0.27 TeV et 8.55 TeV, les limites supérieures calculées sont très contraignantes pour les modèles à très haute énergie. Elles permettent de mettre des contraintes sur les émissions à très haute énergie lors des premiers instants de l’évène-ment. La Figure 8.2 montre la carte des limites supérieures de l’évènement GW170817 extraite de [12].
8.4 Surveillance à long terme de GW170817
8.4.1 Intérêt de la surveillance à long terme
Ce type de source est pour la première fois détecté grâce à des observa-tions en ondes gravitationnelles et électromagnétiques conjointes. De plus, la proximité de cette fusion fait de cet objet un candidat très intéressant pour la modélisation des sursauts gamma. Dans ce but, une surveillance à long terme a été faite dans les domaines radio et X. Plusieurs mois après la pre-mière détection des instruments continuèrent à détecter cette source1 (voir Figure8.3).
8.4. Surveillance à long terme de GW170817 115
FIGURE 8.1 – Déroulé des détections de GW170817 pour de nombreux instruments observant dans tout le spectre
116 Chapitre 8. Surveillance à long terme de l’évènement GW170817 (GRB170817A)
FIGURE8.2 – Cartes de limites supérieures et de significativité de l’observation de GW 170817 par H.E.S.S. 5 h après la fusion
d’étoiles à neutrons (extraits de [12]).
D’après [130], un pic d’émission à différentes énergies était attendu du-rant les mois suivants, ainsi l’observation de H.E.S.S. à cette période a per-mis d’optiper-miser les chances de détection. Cette prédiction a été confirmée par les détections en X et radio comme le montre la Figure8.3. En effet, les diminutions des émissions des composantes UV, optique et infrarouge ont été suivies par une augmentation radio et X non thermique 9 jours après. Ce comportement semble indiquer une accélération efficace des particules dans le vestige de la fusion des étoiles à neutron [130]. De plus, cette accélération devrait être responsable d’une émission synchrotron d’électrons relativistes pouvant provenir de deux scénarios. Le premier un jet vu de façon décalée ou un éjecta moyennement relativiste (un cocon). Après environ 160 jours, la composante synchrotron se stabilise puis diminue.
Les électrons accélérés devraient aussi produire des émissions à plus haute énergie par processus SSC sur les émissions radio et X du synchrotron. Le pic SSC dépend de l’énergie maximum atteinte par les électrons accélérés et des émissions radio et X. La période où les émissions radio et X sont les plus élevées est donc le meilleur moment pour observer avec H.E.S.S. et ainsi es-sayer de détecter une composante à haute énergie ou poser des limites sur les caractéristiques de l’émission comme le champ magnétique.
8.4.2 Les observations H.E.S.S.
Durant cinq mois (entre décembre et mai) H.E.S.S. a pris environ 70 h de données. La Figure 8.3 montre les moments des prises d’observation de H.E.S.S. depuis le début des émissions en rouge. Afin de maximiser les pos-sibilités de détection, les données ont été prises durant les maximums d’émis-sion en radio, optique et X.
8.4. Surveillance à long terme de GW170817 117
FIGURE8.3 – Fenêtre d’observation de H.E.S.S. comparée aux observations radio, X et optique extraites de [112].
Une analyse utilisant tous les télescopes a été utilisée afin d’augmenter au maximum la surface de collection du réseau et ainsi avoir une sensibilité la meilleure possible.
8.4.3 Analyse des données
Avant d’analyser les données prises par les télescopes, une vérification des données a été effectuée de la même façon qu’expliqué dans le chapitre 7. Les données présentant des problèmes comme le montre la Figure8.4ont été supprimées du jeux analysé. Ainsi sur les 187 runs d’observation effectués, 21 ont été supprimés.
8.4.4 Analyse spectrale et interprétation des données
La Figure8.5 montre la carte de significativité de détection obtenue avec 52 h d’observation avec CT1-5. Aucune source n’est détectée, seulement des limites supérieures (voir Tableau 9.1) ont pu être calculées. La longue ex-position permet d’obtenir une sensibilité de l’instrument interessante pour contraindre les processus physiques présents au sein de la source.
Deux scénarios d’émission sont explorés : le premier concerne une émis-sion isotrope de type cocon provenant de [113] et le second provenant d’une émission d’un jet vu de façon décalé [101]. En considérant que la compo-sante à haute énergie provient d’un processus Compton inverse dans les deux scénarios, le champ magnétique nécessaire à de telles émissions peut
118 Chapitre 8. Surveillance à long terme de l’évènement GW170817 (GRB170817A)
FIGURE8.4 – Carte de centre de gravité défectueuse en haut et taux de déclenchement lors du passage d’un nuage en bas.
8.5. Conclusion 119
Configuration T − T0 Exposition Seuil en F (> E0) Angle [jour] [h] énergie E0[GeV [erg cm−2s−1] zénithal moyen [◦]
CT 1−5 0.22 − 5.23 3.2 510 < 4.2 × 10−12 58
CT 1−5 124 − 272 53.9 120 < 9.3 × 10−13 24
TABLE 8.1 – Résultats des analyses avec tous les télescopes (CT1-5) à différents moments de GW170817.
être contraint. Les rayons X traduisent une accélération des électrons, la dé-tection de cette source par Swift-XRT permet donc d’évaluer l’énergie de la population d’électrons ainsi que poser des premières limites sur le champ magnétique. Ainsi l’observation de rayons X 110 jours après le début de l’évè-nement indique un champ magnétique compris entre 0.1 mG et 2 mG. De plus, le flux en rayon X donne une luminosité en rayon γ de la composante SSC donnée par
Lγ∝ β−2f−1δ−5.25,
avec f le facteur de remplissage du volume des électrons, β le facteur de Lo-rentz du choc et δ le facteur Doppler du jet.
Les limites supérieures de H.E.S.S. permettent de contraindre les valeurs des paramètres à β = 0.2, δ = 1 et f = 1 (en bleu sur la Figure8.6) dans le cas d’une kilonovae et β = 0.94, δ = 3 et f = 2.5 ×10−3 pour une émission d’un jet (en rouge sur la Figure 8.6). Deux courbes représentant les ajustements extrêmes des points en X ont été réalisées, les émissions inverse Compton provenant de ces deux possibles ajustements pour les deux scénarios sont montrés en pointillé et courbe pleine dans leurs couleurs respectives. Ainsi à 110 jours après la première détection, les limites supérieures de H.E.S.S. donnent respectivement une limite inférieure de champ magnétique de 0.16-0.19 mG et une limite inférieure de l’ordre de 38-43 µG. Ces valeurs sont infé-rieures aux précédentes valeurs dans la littérature à propos des champs ma-gnétiques présents dans régions d’émission des sursauts gamma (de l’ordre de 0.2-0.3 mG) [88].
8.5 Conclusion
Aucune émission de rayons γ n’a été détectée durant cette campagne de surveillance de GW 170817. Cependant, des contraintes ont pu être calculées à partir de ces 70 h d’observation. Elles ont permis de poser des limites infé-rieures sur le champ magnétique à l’intérieur de la région d’émission à 0.16-0.19 mG ou 38-43 µG suivant l’hypothèse du scénario d’émission. Plusieurs études récentes ont permis de détecter des émissions radio de l’afterglow compactes et de favoriser le scénario de type "jet vu de façon décalé" [102] et [61].
Cette campagne de surveillance longue durée est aussi intéressante pour les futures observations de fusions d’étoiles à neutron avec CTA. Avec la mise en fonctionnement de nouveaux détecteurs d’ondes gravitationnelles, CTA sera en première ligne pour suivre ce genre d’alertes et pourra encore
120 Chapitre 8. Surveillance à long terme de l’évènement GW170817 (GRB170817A)
FIGURE8.5 – Carte de significativité de détection de GW170817 pour 52 heures d’observation.
FIGURE8.6 – Ajustement des scénarios d’émission de rayons γ : en bleu un scénario d’émission provenant d’un jet et en rouge d’une kilonovae. Deux courbes représentant les possibles ajustements de l’émission synchrotron sont en trait pointillé et
8.5. Conclusion 121
mieux contraindre les paramètres physiques de ces objets. Ces résultats sont en cours de soumission pour publication.
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