3.1.1 Param`etres de recherche
Motiv´e par la recherche de nouveaux pulsars dans des syst`emes exotiques, et plus particuli`erement des pulsars millisecondes dont la stabilit´e leur permet de faire partie des programmes de recherche d’un fond d’onde gravitationnelle (Pulsar Timing Array, PTA), le programme SPAN512 est men´e depuis 2012 `a Nan¸cay par G. Desvignes (actuellement au Max Planck Institute for Radio Astronomy `a Bonn en Allemagne). Ce programme de recherche de nouveaux pulsars scrute dans la bande L le ciel `a des latitudes galactiques interm´ediaires (3.5◦ < |b| < 5◦) et plutˆot vers l’anti-centre de la galaxie (74◦ < l < 150◦). La figure 3.1 montre l’´etendue et la localisation du
programme d’observation.
Figure 3.1 La zone du ciel couverte lors du programme de recherche est montr´e dans les rectangles rouges. Les points bleus repr´esentent les point´es du programme d´ej`a r´ealis´es. En vert, on peut voir la distribution des pulsars d´ecouverts lors de pr´ec´edents programmes de recherche (ceux d´ecrits `a la section 1.6). Les ´etoiles rouges repr´esentent les pulsars d´ecouverts pour l’instant lors du programme SPAN512.
Caract´eris´e par sa largeur de bande de 512 MHz avec une r´esolution de 0.5 MHz et sa r´esolution temporelle de 64 µs, ce programme de recherche se veut particuli`erement sensible pour la recherche de pulsars rapides dans des syst`emes binaires serr´es et ´eloign´es de nous. Son temps d’int´egration de 18 minutes rend ce programme sensible `a la d´etection d’´ev`enements transitoires (RRATs, FRBs). Afin de couvrir correctement la zone du ciel ´etudi´ee, 6 034 point´es sont n´ecessaires, ce qui repr´esente 1 740 heures d’observation et la production de 50 To de donn´ees. La table 3.1.1 r´ecapitule les caract´eristiques ´el´ementaires du programme SPAN512.
3.1.2 R´esultats esp´er´es
A partir de ces param`etres, nous avons utilis´e un mod`ele de population d´evelopp´e initialement en C par Lorimer et al. (2006) et r´e´ecrit en Python plus r´ecemment par Bates et al. (2014). L’id´ee consiste `a consid´erer les r´esultats de pr´ec´edents programmes de recherche avec leurs param`etres de recherche propres et d’extrapoler `a l’ensemble de notre galaxie. Ce programme d´etermine, `a partir des pulsars d´etect´es dans un
Echantillonage 64 µs
Bande passante 512 MHz
Nombre de canaux 1024
R´esolution fr´equentielle 0.5 MHz Fr´equence centrale 1484 MHz Temps d’int´egration 18 minutes
Quantification 4 bits
Gain 1.4 K/Jy
Temp´erature du syst`eme (Tsys) 35 K Nombre d’heures d’observation 1 740 heures
Volume de donn´ees 50 To
Table 3.1 Param`etres du programme de recherche SPAN512.
programme de recherche, le nombre total de pulsars pr´esents dans la zone du ciel ´etudi´e. En effet, uniquement une partie d’entre eux auront leur cˆone d’´emission radio correctement orient´e de fa¸con `a croiser notre ligne de vis´ee. Afin de simuler le nombre de pulsars `a trouver dans la zone du ciel d´efinie par SPAN512, nous avons utilis´e les statistiques issues du programme de recherche du Parkes Multi Beams Pulsar Survey (PMPS). A l’heure actuelle, 1 119 pulsars ont ´et´e d´ecouverts au total, 37 d’entre eux sont des pulsars millisecondes (i.e dont la p´eriode est inf´erieure `a 39 ms). Nous avons simul´e alors deux populations distinctes : une avec les distributions correspondant aux pulsars millisecondes et l’autre avec celles des pulsars lents. Pour les pulsars millisecondes, la p´eriode des pulsars suit une loi Log-normale de moyenne < log10P >= 0.9 avec un ´ecart-type de std(log10P ) = 0.39 et la luminosit´e suit une loi Log-normale de moyenne < log10L >= −0.95 d’´ecart-type std(log10L) = 0.76. Aucun ajustement n’a ´et´e r´ealis´e pour les pulsars millisecondes, nous avons juste consid´er´e la moyenne et l’´ecart-type des valeurs logarithmiques de p´eriodes et de luminosit´e. Toutes les donn´ees sont issues du catalogue de pulsars fourni par l’ATNF. Pour les pulsars normaux, on a ajust´e des gaussiennes sur les valeurs logarithmiques de p´eriodes et de luminosit´e afin d’obtenir un r´esultat plus pr´ecis. Nous avons trouv´e que la p´eriode des pulsars suit une loi Log-normale de moyenne < log10P >= 2.7 avec un ´ecart-type de std(log10P ) = 0.34 et la luminosit´e suit une loi Log-normale de moyenne < log10L >= −1.8 d’´ecart-type std(log10L) = 0.7. La figure 3.2 montre les distributions des quantit´es consid´er´ees.
De mani`ere g´en´erale, on a consid´er´e une distribution radiale gaussienne de pulsars par rapport au centre de la Galaxie avec un ´ecart-type de 7.5 kpc et l’´echelle de hauteur z est fix´ee `a 0.33 kpc. A l’issue des simulations, 124 409 pulsars ont ´et´e mod´elis´es parmi la population des pulsars lents et 13 595 parmi la population des pulsars millisecondes. Il semblerait que 4 pulsars millisecondes et 99 pulsars lents seraient d´etectables lors de la recherche de nouveaux pulsars SPAN512. Nous avons ´egalement test´e avec la distribution de luminosit´e par d´efaut d´etermin´ee par des
Figure 3.2 Caract´eristiques des pulsars trouv´es lors du programme de recherche PMPS men´e `a Parkes. A gauche, il s’agit de l’´etude men´ee avec les pulsars lents et `a droite, celle avec les pulsars rapides. Les distributions en rouge ont ´et´e consid´er´ees pour la d´etermination du nombre de pulsars `a trouver lors de SPAN512. Dans le cas de la luminosit´e des pulsars lents, mˆeme si l’ajustement en vert correspond mieux, la distribution plus g´en´eraliste en rouge (Faucher-Gigu`ere et Kaspi, 2006) donnant un r´esultat plus r´ealiste a ´et´e consid´er´ee.
´etudes plus g´en´erales et appronfondies de Faucher-Gigu`ere et Kaspi (2006). Ainsi pour la mod´elisation de la population de pulsars lents, la luminosit´e suit une loi Log-normale de moyenne < log10L >= −1.1 d’´ecart-type std(log10L) = 0.9. Une trentaine de pulsars lents seraient d´etectables lors de notre recherche. La figure 3.3 pr´esente les r´esultats de cette ´etude.