Il est maintenant possible de v´erifier que notre syt`eme rejette un grand nombre d’´ev´enements de bruit de fond monot´elescope comme les muons produits dans les gerbes hadroniques.
Les ´ev´enements muons peuvent se reconnaˆıtre facilement par une mince surface brillante. Si l’on ajuste les images Tcherenkov par une ellipse, les images de muons se concentrent dans une mince r´egion dans l’espace longueur de l’ellipse - intensit´e de l’image [27]. La distribution du rapport longueur/intensit´e est donn´ee sur la figure 6.5.
Plot2_LoverS_1 Entries 33340 Mean 3.442e-05 RMS 1.607e-05 Length/Size (rad./p.e.) 0 0.01 0.02 0.03 0.04 0.05 0.06 0.07 0.08 0.09 0.1 -3 x10 Rate/Bin (Hz) 0 5 10 15 20 25 Entries Plot2_LoverS_1 33340 Mean 3.442e-05 RMS 1.607e-05 Plot2_LoverS_1 Entries 12485 Mean 3.25e-05 RMS 1.982e-05 Plot1_LoverS_3 Entries 28550 Mean 2.844e-05 RMS 8.763e-06 Multiplicity 1 Multiplicity 2 Simulated Muons
Fig.6.5: Distribution du rapport longueur/intensit´e pour des ´ev´enements monot´elescope ( histogramme gris clair), et pour des ´ev´enements de multiplicit´e 2 (histogramme gris fonc´e). La ligne correspond `a une simulation de muons isol´es. Cette figure est tir´ee de la r´ef´erence [33].
Le fait de demander 2 t´elescopes dans le d´eclenchement permet de supprimer la plus grande part des ´ev´enements muons, le pic visible en multiplicit´e 1 a compl`etement disparu.
L’installation du d´eclenchement central permet de diminuer le seuil en ´energie de l’exp´erience. Ceci peut se v´erifier par simulation et est illustr´e sur la figure 6.6 en regardant le taux de comptage diff´erentiel d’une source type N´ebuleuse du Crabe, plac´ee au z´enith, apr`es ana- lyse pour diff´erentes configurations de d´etecteurs : monot´elescope, deux t´elescopes reli´es par d´eclenchement central et le syst`eme complet.
6.4. R ´EPONSE DU SYST `EME 59
Energy (TeV)
0.2 0.4 0.6 0.8 1
Event Rate Post Cuts (arbitary units)
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 Single Telescope 2 Tel. Hard 4 Tel. Hard
Fig. 6.6: Taux de comptage diff´erentiel simul´e pour une source de type N´ebuleuse du Crabe plac´ee au z´enith apr`es analyse pour diff´erentes configurations de d´etecteurs : monot´elescope, deux t´elescopes reli´es par d´eclenchement central et syst`eme complet. En d´efinissant le seuil en ´energie de l’exp´erience comme ´etant la position du maximum de cette distribution, on obtient comme seuil d’analyse respectivement de 265, 145 et 125 GeV pour des donn´ees monot´elescope, deux t´elescopes et syst`eme complet. Cette figure est tir´ee de la r´ef´erence [33].
Chapitre 7
Observations
7.1
P´eriodes d’observation
P
our obtenir le minimum de bruit de fond de lumi`ere dans nos pixels, il est n´ecessaire detravailler dans l’obscurit´e la plus compl`ete. Pour cela les observations se font durant laphase dite de nuit astronomique : – le soleil est `a -18◦
en ´el´evation (ie 18◦
sous l’horizon), – la lune est sous l’horizon.
Ainsi les p´eriodes d’observations se d´efinissent comme ´etant la dur´ee d’environ 21 jours hors de la pleine lune (moment o`u cette derni`ere est toujours pr´esente dans le ciel) .
Au cours de la p´eriode d’observation, les nuits commencent avec le coucher du soleil ou avec le coucher de lune (dans la seconde moiti´e du temps). Elles finissent tout d’abord par le lever de lune puis par le lever du soleil.
Les observations au cours d’une nuit se d´eroulent en plusieurs phases. Deux heures avant le d´ebut de la prise de donn´ees, les alimentations ´electriques de chacune des cam´eras sont mises en chauffe afin de stabiliser les temp´eratures `a l’int´erieur de ces derni`eres. La prise de donn´ees se fait par acquisitions (i.e. runs) successives de 28 minutes chacune sur les sources suivies au cours de la nuit. Typiquement chaque source est suivie pendant environ 2 heures pour couvrir enti`erement son transit et ainsi avoir la meilleure sensibilit´e avec H.E.S.S. . Entre chacune des acquisitions, les cam´eras sont r´einitialis´ees enti`erement pour permettre de r´ecup´erer l’ensemble des pixels ´eteints par le passage d’une ´etoile mais ´egalement pour fusionner en un seul fichier les donn´ees des diff´erentes cam´eras.
Il est ´egalement demand´e d’acqu´erir environ toutes les deux nuits, une ou plusieurs prises de donn´ees d´edi´ees `a l’´etalonnage pour permettre un suivi r´egulier des r´eponses des cam´eras et avoir un lot de donn´ees suffisant pour assurer l’´etalonnage le plus pr´ecis possible.
Il existe deux strat´egies diff´erentes d’observations pour suivre les sources. La premi`ere, dite du « ON-OFF »consiste `a suivre la source pendant n minutes puis de suivre une zone de ciel ´equivalente en ´el´evation d´epourvue de source ´emettrice au TeV. On pourra ainsi soustraire directement les ´ev´enements obtenus sur la zone dite ON `a ceux obtenus sur la zone test dite OFF. Le d´esavantage de cette technique est qu’il n’est pas possible de suivre en continu les sources, ce qui est gˆenant pour les sources variables comme les noyaux actifs de galaxies.
62 CHAPITRE 7. OBSERVATIONS
La seconde technique ´evite ce d´esavantage. Il s’agit de d´ecaler la source dans la cam´era et de consid´erer que la zone de test est centr´ee sur le point antisource (sym´etrique du point source par rapport au centre de la cam´era). Cette m´ethode est appel´ee « wobble »(de l’anglais d´ecalage). Pendant toute l’ann´ee 2003, les donn´ees ont ´et´e acquises en d´ecalant la source en d´eclinaison de ±0.5◦
en deux acquisitions afin d’assurer la mˆeme acceptance de r´eponse des cam´eras. Depuis l’installation de la derni`ere cam´era les donn´ees sont prises dans un mode de double d´ecalage : en d´eclinaison et en ascension droite de ±0, 5◦ et d’une acquisition sur une
r´egion de contrˆole sans source de photons gamma r´epertori´ee.