Maintenant que nous avons montr´e que notre recherche permet, au mieux de trouver les caract´eristiques d’une source, au pire d’estimer uniquement la fr´equence du signal en provenance de celle-ci si ce dernier est pr´esent dans les
donn´ees, nous avons proc´ed´e `a une recherche d’un tel signal dans les donn´ees
brutes des 13 pulsars de l’EPTA. Pour cela, nous avons utilis´e notre algorithme dans les conditions de la recherche d’une source mod´elis´ee uniquement par le terme Terre ainsi que dans celles de la recherche d’une source mod´elis´ee par l’ensemble des termes Terre et Pulsar.
Nous n’avons trouv´e aucun signal mais nous avons pu poser des limites
sup´erieures sur l’amplitude de ce dernier. C’est-`a-dire qu’aucune amplitude
ou fr´equence n’est privil´egi´ee par notre algorithme, nous empˆechant de ca-ract´eriser les param`etres d’une possible source dans les donn´ees. Ces r´esultats sont pr´eliminaires. Ils sont une premi`ere estimation de la limite sup´erieure sur l’amplitude d’un signal provenant d’une source unique d’ondes gravitationnelles. De nouvelles limites, sur l’ensemble des pulsars de l’EPTA, est en cours d’esti-mation et sera le sujet d’un ensemble de publications du groupe EPTA portant sur l’ensemble du processus, des productions des temps d’arriv´ee aux calculs de limites sup´erieures en amplitude pour un fond stochastique isotrope, anisotrope et pour une source unique d’ondes gravitationnelles. La m´ethode d´etaill´ee dans cette th`ese sera d’ailleurs une de celles utilis´ees pour cette derni`ere limite.
Nous d´efinissons la limite sup´erieure sur une amplitude A∗ `a 1σ dans notre
contexte comme suit :
Z A∗
1e-15 1e-14 1e-13 1e-12 1e-11
0 1e-08 2e-08 3e-08 4e-08 5e-08 6e-08 7e-08 8e-08 9e-08 1e-07 Frequence (Hz)
Figure 5.4 – Limite sup´erieures pour amplitude `a 1σ (ligne pleine) et 2σ
(ligne hachur´ee) en fonction de la fr´equence pour le mod`ele terme Terre. La
d´egradation de la sensibilit´e sur l’amplitude correspond `a la fr´equence de
r´evolution de la Terre autour du Soleil.
o`u δ~t sont les r´esidus des pulsars. Et la limite sur une amplitude A∗`a 2σ comme :
Z A∗
0 p(A|δ~t)dA = 95.4% (5.3)
Notre recherche a ´et´e faite dans un premier temps par bande de fr´equence de 2 nHz entre 8 nHz et 100 nHz pour le mod`ele avec terme Terre et pour le mod`ele complet. Sont pr´esent´es en figure 5.4 les r´esultats pour le terme Terre unique-ment et sur la figure 5.5 les r´esultats pour le mod`ele complet. Nous remarquons la pr´esence d’une baisse de sensibilit´e sur l’amplitude du signal autour de 30 nHz. Cette baisse s’explique par le fait que cette fr´equence (plus pr´esis´ement
31.7 nHz) correspond `a la fr´equence avec laquelle la Terre effectue une r´evolution
autour du Soleil (31.7 nHz=1/(1 an)). Cette baisse de sensibilit´e est plus faible pour le mod`ele avec termes Pulsar car ces derniers absorbent en partie cet effet. A part cela, les deux mod`eles semblent ´equivalents pour caract´eriser une telle limite. En cons´equence, une recherche d’un signal pourrait tout `a fait d´ebuter avec un mod`ele contenant uniquement le terme Terre. L’utilisation du mod`ele
complet pouvant correspondre `a une caract´erisation d’un signal, si sa pr´esence
´etait mise en ´evidence par le mod`ele contenant uniquement le terme Terre. Les limites pr´esent´ees sont en bon accord avec d’autres m´ethodes de d´etermi-nation de la limite sup´erieure op´er´ees par d’autres membres du groupe d’analyse de l’EPTA utilisant une approche fr´equentiste et donc ind´ependante de la nˆotre. Nous avons aussi ´etabli une limite sup´erieure sur l’amplitude en fonction de la position dans le ciel pour les deux fr´equences 20 nHz et 50 nHz. Nous
1e-15 1e-14 1e-13 1e-12 1e-11
0 1e-08 2e-08 3e-08 4e-08 5e-08 6e-08 7e-08 8e-08 9e-08 1e-07 Frequence (Hz)
Figure5.5 – Limite sup´erieures pour amplitude `a 1σ (ligne pleine) et 2σ (ligne
hachur´ee) en fonction de la fr´equence pour le mod`ele utilisant les termes
Pul-sar. La d´egradation sensibilit´e sur l’amplitude correspond `a la fr´equence de
r´evolution de la Terre autour du Soleil.
20 nHz dans le cas du mod`ele avec terme Terre uniquement et sur la figure 5.7 les mˆemes cartes mais pour le mod`ele complet. Sur les figures 5.8 les mˆemes
limites pour un signal `a 50 nHz avec uniquement le terme Terre et sur la figure
5.9 avec le mod`ele complet. Pour l’ensemble de ces cartes, 48 positions sur le ciel on ´et´e prises.
Les limites sup´erieures avec terme Terre uniquement et celles avec le mod`ele complet sont sensiblement les mˆemes pour les deux fr´equences auxquelles nous les avons produites. Bien que l’effet soit moins marqu´e sur les cartes faites avec le mod`ele complet, nous remarquons clairement un manque de
sensibi-lit´e sur la r´egion du ciel o`u aucun pulsar n’est pr´esent. En cons´equence, une
meilleure caract´erisation de l’amplitude sur le ciel n´ecessite d’inclure dans notre recherche des pulsars situ´es dans cette zone. H´elas, peu de pulsars millisecondes
sont connus dans cette r´egion correspondant `a la zone du ciel `a l’oppos´e du
centre galactique. Des programmes de recherches de pulsars millisecondes sont n´ecessaires pour peupler cette partie du ciel mais la faible densit´e d’´etoiles dans
cette zone (compar´ee `a la direction de la r´egion du centre) diminue
statistique-ment les chances de d´ecouvrir des pulsars millisecondes dans cette direction. Des programmes de recherche sont, en ce moment, en cours dans cette direc-tion : le programme HTRU Nord fait avec le radiot´elescope de Effelsberg (Barr et al., 2013) recherche des pulsars sur l’ensemble du ciel de l’h´emisph`ere Nord
en compl´ement d’un programme similaire (HTRU Sud) fait `a Parkes. Bien que
ce programme privil´egie le plan galactique, les autres zones du ciel sont elles aussi couvertes. Un autre programme de recherche, GBNCC/GBT350, est fait au Green Bank Radio Telescope (Lynch & Bank North Celestial Cap Survey
Collaborations, 2013), couvrant lui aussi , entre autres, les zones du ciel en question. La recherche cibl´ee sur les sources non-identifi´ees de FERMI, ce der-nier voyant tout le ciel gamma toutes les trois heures, pourrait aussi permettre de trouver de nouveau pulsars dans cette zone faiblement peupl´ee en pulsars connus. Une initiative comme LEAP, augmentant la sensibilit´e des t´el´escopes europ´eens d’un facteur au moins 5, permettra d’inclure des MSPs stables plus faibles dans l’EPTA et ainsi d’am´eliorer ´egalement la couverture du ciel. De
plus, il est `a noter que la collaboration IPTA `a pour but de r´eunir les r´eseaux
de pulsars des diff´erents PTA et ainsi de permettre une meilleure couverture du ciel, ainsi que d’augmenter le nombre de pulsars pouvant servir pour une re-cherche de signal. A plus long terme, des projets comme SKA (Square Kilometer Array) pourrait permettre d’observer des pulsars dans ces directions grˆace `a une meilleure sensibilit´e et de chronom´etrer de fa¸con encore plus pr´ecise ceux d´ej`a connus.