Reconstruire le spectre d’une source consiste à déterminer le nombre de photons γ émis par la source détectée par intervalle d’énergie considéré. Il est donc nécessaire d’avoir une bonne connaissance de l’efficacité de détection des rayonsγ des télescopes. L’acceptance traduit cette efficacité de détection. Elle est déterminée à partir de simula- tions de Monte Carlo. Les tables d’acceptance dépendent bien sûr de l’énergie Etrue, mais
également de l’angle zénithalθ, de l’angle hors-axe δ et également de l’efficacité optique µ : A(Etrue| θ, δ, µ)). Ainsi le nombre de photons nγ attendus pour un intervalle donné se
détermine ainsi : nγ= TON Z Emax Emin dErec Z ∞ 0 dEtrue dN
dE A(Etrue| θ, δ, µ) P(Etrue, Erec| θ, δ, µ) (2.13) où TON est le temps d’observation et P(Etrue, Erec| θ, δ, µ) la probabilité de reconstruire
l’évènement d’énergie Etrueà l’énergie Erec.
Les formes spectrales les plus souvent utilisées dans cette thèse sont décrites ci- dessous : • loi de puissance : dN dE = Φ0 µ E E0 ¶−Γ (2.14)
• loi de puissance avec coupure exponentielle : dN dE = Φ0 µ E E0 ¶−Γ × exp µ − E Ecut ¶ (2.15)
• loi de puissance brisée avec énergie de coupure :
dN dE = Φ0 µ E E0 ¶−Γ1 , for E ≤ Ecut µ Ecut E0 ¶−Γ1+Γ2 ×µ E E0 ¶−Γ2 , for E ≥ Ecut (2.16)
• loi de puissance courbée : dN(E) dE = Φ0 µ E E0 ¶[−Γ+βlog10(E/E0)] (2.17)
Pour une forme spectrale choisie, on peut maximiser une fonction de vraisemblance qui tient compte des probabilités d’obtenir les distributions d’évènements dans la région de la source et du fond.
2.11 Conclusion
Les travaux de recherche pour l’étude des systèmes binaires se sont effectués avec la méthode semi-analytique en essayant au maximum d’inclure les performances du cin- quième télescope. Pour l’étude du système binaire LS 5039, une nouvelle implémentation dans le logiciel semi-analytique a été effectuée : une loi de puissance tenant compte de la création de paires. dN dE = Φ0 µ E E0 ¶−Γ × e−τγγ (2.18)
oùτγγreprésente la profondeur optique. Les valeurs implémentées sont spécifiques au système binaire LS 5039 et ne peuvent donc pas être utilisées pour d’autres systèmes. La description exacte de cette grandeur sera présentée au chapitre 6 et les résultats des spectres obtenus présentés au chapitre 7.
2.12 Bibliographie
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[9] CTA COLLABORATION. 2016, «CTA Performance», URL https://www.
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[10] CTA COLLABORATION. 2016, «CTA Public», URL https://portal.
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[14] HECK, D. et T. PIEROG. 2018, «Extensive Air Shower Simulation with COR- SIKA : A User’s Guide», URL https://web.ikp.kit.edu/corsika/usersguide/
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[28] VÖLK, H. J. et K. BERNLÖHR. 2009, «Imaging very high energy gamma-ray teles-
Mesure de la transparence de
l’atmosphère
« Dans une langue que nous
savons, nous avons substitué à l’opacité des sons la transparence des idées. »
Marcel Proust
Sommaire
3.1 Introduction . . . 60 3.2 Origines de l’absorption atmosphérique . . . 60 3.3 Paramètres influençant le taux de déclenchement de la caméra . . . 61 3.4 Choix de la méthode de calcul . . . 64 3.5 Correction du taux de déclenchement par différents paramètres . . . 65 3.6 Détermination du coefficient de transparence . . . 69 3.7 Évolution saisonnière du coefficient de transparence . . . 72 3.8 Corrélations des données . . . 73
3.8.1 Comparaison avec les données de MISR . . . 73
3.8.2 Importance du LIDAR . . . 74
3.9 Variation du coefficient de transparence pendant une durée d’observa- tion . . . 74 3.10 Système de déclenchement central . . . 77 3.11 Influence de l’opacité de l’atmosphère sur les résultats de la Nébuleuse
du Crabe . . . 79 3.12 Conclusion . . . 87 3.13 Bibliographie . . . 88
3.1 Introduction
Certains phénomènes atmosphériques (nuages et aérosols) peuvent atténuer la lumière Cherenkov émises par les particules créées dans la gerbe et donc réduire la quantité de photons atteignant le détecteur et induire peut-être une sous-estimation de l’énergie reconstruite [27]. Cet effet est donc particulièrement problématique pour l’analyse spectrale d’une source notamment à basse énergie.
Il est donc nécessaire d’estimer un coefficient traduisant la transparence de l’atmo- sphère noté TC à partir des données recueillies par le réseau de télescopes H.E.S.S.. Les choix utilisés pour la détermination de cette grandeur sont présentés de façon détaillée dans ce chapitre en incluant également les données du cinquième télescope. L’un des points clés du calcul est que ce coefficient est déterminé de façon indépendante pour chaque télescope. Les incertitudes liées à la création de cette grandeur seront également déterminées le plus rigoureusement possible.
Cette étude n’est pas totalement décorrélée de notre principal sujet puisque nous ver- rons dans le chapitre 7 comment améliorer l’analyse du binaire LS 5039 à partir des va- leurs du coefficient de transparence.