Déclenchement et rejet du fond

Le LAT est essentiellement traversé par des rayons cosmiques, les photons γ ne représentant qu’une part marginale des particules incidentes. Le rejet des particules chargées indésirables est donc indispensable. Cependant, on ne peut pas simplement rejeter les événements pour lesquels du signal est détecté dans l’ACD : le backsplash engendré par les photons γ est souvent récupéré par des tuiles de l’ACD. Les tuiles où la détection de signal est autorisée sont voisines de la trajectoire hypothétique de la particule primaire, et l’énergie reconstruite permet de fixer la taille de la région de l’ACD auto-risée. Plus la particule primaire est énergétique, plus la gerbe est étroite, moins grande est la surface de l’ACD où du signal doit être détecté. Si des tuiles en dehors de la région permise sont activées, l’événement est rejeté. Ceci est un exemple des vérifications faites pour le rejet du fond, faisant inter-venir là encore les différents sous-systèmes pour déclencher l’acquisition des données. Sur les 3 kHz d’événements considérés par le LAT en moyenne, seuls 400 Hz environ sont enregistrés et transmis au sol.

Les événements transmis sont ensuite analysés, afin de déterminer la qualité de la reconstruction : précision de la direction d’incidence, de la mesure de l’énergie de la particule primaire, et probabilité que la particule corresponde à un photon. À ce stade, les algorithmes mettent en oeuvre des arbres décisionnels (Classification Trees, CT), entraînés par des simulations de la réponse attendue du LAT. Les événements attribués à des photons sont distribués en classes, selon la qualité de leur reconstruc-tion : Transient, Source et Diffuse, constituant une nouvelle couche de rejet du fond et optimisées pour différents objectifs scientifiques².

La classe Transient forme le jeu de coupure le plus lâche, donnant le plus de statistique, au prix d’une qualité de reconstruction moindre et d’une contamination par des événements de fond impor-tante. Le taux d’événements Transient est d’environ 5 Hz dont 2 Hz de contamination par du fond. Les événements de type Source forment une sous-classe des événements Transient, de meilleure qualité et correspondant à des photons γ avec une plus grande probabilité. Pour cette classe le taux d’événe-ments total est d’environ 1 Hz, avec un fond estimé à environ 0,4 Hz. Enfin, les événed’événe-ments de classe Diffuse, une sous-catégorie de la classe Source, sont les mieux reconstruits et ont la plus grande pro-babilité de correspondre à de véritables photons, avec un taux de contamination de 0,1 Hz environ sur 0,5 Hz au total. En pratique, c’est cette dernière classe qui est utilisée pour l’étude des pulsars avec le LAT, le rapport signal-sur-bruit y étant le meilleur. Les événements n’appartenant à aucune de ces trois classes se répartissent en électrons, positrons, ions lourds, et déchets.

IV.2.7 Performances

Les performances du LAT et certaines de ses caractéristiques sont données dans la TableIV.1. Les propriétés du LAT sont généralement déterminées par les performances individuelles des différents instruments ainsi que par les algorithmes d’identification des rayons γ, à la fois dans la reconstruction de leur énergie et de leur direction d’incidence, mais également dans le rejet des détections fortuites.

L’observation de pulsars en rayons γ avec le LAT regroupe trois aspects : spatial, spectral et temporel. Les performances de datation du LAT sont mentionnées dans la suite de ce chapitre. Le bon fonctionnement des horloges embarquées par Fermi est primordial pour l’analyse des pulsars dans la mesure où la dimension temporelle est ce qui fait leur spécificité.

2. Avec l’amélioration des algorithmes décisionnels, de nouvelles classes pourraient être définies à l’avenir pour l’ana-lyse des données du LAT.

IV.2. LE LARGE AREA TELESCOPE

Paramètre Valeur

Dimensions 1,8 × 1,8 × 0,72 m3

Masse totale 2789 kg

Gamme d’énergie 20 MeV – 300 GeV

Surface effective maximale à incidence normale 9500 cm2

Champ de vue 2,4 sr

Temps mort 26,5 µs

Précision en temps < 1 µs

Résolution en énergie (incidence normale) :

100 MeV – 1 GeV 9% – 15%

1 GeV – 10 GeV 8% – 9%

≥ 10 GeV 8,5% – 18%

Résolution angulaire (incidence normale, 68% de la PSF) :

100 MeV 3,5^◦

1 GeV 0,6^◦

> 10 GeV ≤ 0,15◦

Tableau IV.1 - Caractéristiques et performances du LAT.

À chaque classe d’événement, Transient, Source ou Diffuse, correspond une « fonction de ré-ponse instrumentale » (Instrument Resré-ponse Function, IRF), que l’on peut formuler de la manière suivante³:

IRF(θ , E) = A_eff(θ , E) × PSF(θ , E) × ∆E(θ , E) (IV.1) Dans cette expression, θ et E désignent l’angle d’incidence par rapport à l’axe du télescope et l’énergie reconstruits. A_eff(θ , E) est la surface effective de collection. Elle est la plus importante dans la classe Transient, la plus faible pour la classe Diffuse. Elle est illustrée en FigureIV.3, pour la classe Source.

La Point Spread Function, décrite par le terme PSF(θ , E) dans l’équation IV.1, représente la réponse spatiale du système pour une source ponctuelle. La résolution angulaire concerne tous les aspects de l’analyse des données du LAT. Elle résulte essentiellement des performances du trajecto-graphe. Son comportement en fonction de l’énergie des photons incidents est montré en FigureIV.4

pour la classe Source. Comme déjà mentionné, la reconstruction des directions est meilleure à haute énergie ; en effet la diffusion multiple est importante à basse énergie. La FigureIV.4indique que 68% des photons de 100 MeV réellement émis par la source ponctuelle considérée sont détectés avec une séparation angulaire inférieure ou égale à 3,5^◦(en incidence normale). À 1 GeV, la distance angulaire correspondante est de 0,6^◦, et continue de décroître lorsque l’énergie augmente.

La Point Spread Function, décrite par le terme PSF(θ , E) dans l’équation IV.1, représente la réponse spatiale du système pour une source ponctuelle. La résolution angulaire concerne tous les aspects de l’analyse des données du LAT. Elle résulte essentiellement des performances du trajecto-graphe. Son comportement en fonction de l’énergie des photons incidents est montré en FigureIV.4

pour la classe Source. Comme déjà mentionné, la reconstruction des directions est meilleure à haute

3. Notons que cette formulation est élémentaire et ne rend pas compte de la topologie de l’instrument. Par exemple, l’énergie et la trace des particules interagissant au niveau des interstices séparant les tours du TKR sont moins bien reconstruites, ce qui introduit une dépendance en (x,y) de la qualité de reconstruction.

Energy (MeV) 2 10 10³ 10⁴ 10⁵ ) 2 effective area (cm 0 1000 2000 3000 4000 5000 6000 7000 8000 9000 10000

Figure IV.3 - Surface effective de collection en fonction de l’énergie, pour des photons en incidence normale (trait plein), et à 60^◦d’inclinaison (ligne pointillée), dans la classe d’événements Source. Figure extraite deAtwood et al.(2009).

énergie ; en effet la diffusion multiple est importante à basse énergie. La FigureIV.4indique que 68% des photons de 100 MeV réellement émis par la source ponctuelle considérée sont détectés avec une séparation angulaire inférieure ou égale à 3,5^◦(en incidence normale). À 1 GeV, la distance angulaire correspondante est de 0,6^◦, et continue de décroître lorsque l’énergie augmente.

En résumé, les performances du LAT sont très supérieures à celles de son prédécesseur, EGRET. Il est moins assujetti au back-splash, ainsi sa gamme d’énergie s’étend de 20 MeV à 300 GeV, là où EGRET n’observait que jusqu’à quelques dizaines de GeV. Le champ de vue est de 2,4 sr contre 0,4 pour EGRET, et la surface effective maximale, qui est de 9500 cm², est six fois supérieure environ.

Energy (MeV)

2

10 10³ 104 10⁵

Angular resolution (68% cont. radius, degrees)

-2 10 -1 10 1 10 2 10

Figure IV.4 - Résolution angulaire du LAT en fonction de l’énergie dans la classe d’événements Source, pour des photons en incidence normale (ligne pleine), et à 60^◦ d’inclinaison (ligne pointillée), pour des conversions ayant lieu dans la région du trajectographe où les couches de tungstène sont fines. Figure issue deAtwood et al.(2009).

IV.2. LE LARGE AREA TELESCOPE

Energy (MeV)

2

10 10³ 104 10⁵

E/E (for 68% containment)

! 0.05 0.1 0.15 0.2 0.25

Figure IV.5 - Résolution en énergie du LAT en fonction de l’énergie, pour des photons en incidence normale (ligne pleine) et à 60^◦d’inclinaison (ligne pointillée), dans la classe d’événements Source. Figure extraite deAtwood et al.(2009).

Entre les deux télescopes le temps mort de l’électronique a été réduit de façon spectaculaire : 100 ms pour EGRET, contre 26,5 µs pour le LAT. Les résolutions angulaire et en énergie ont également été améliorées. Globalement, la stratégie d’observation (balayage plutôt que pointé), la surface effective et la précision de localisation rendent le LAT 30 fois plus sensible que son prédécesseur à des sources ponctuelles.