Une autre partie du KSP consacré aux sursauts gamma est la détermina-tion du taux de sursauts gamma vu par CTA. Cette valeur est importante pour l’estimation du nombre de suivis de CTA durant les premières années de fonctionnement et les potentielles retombées scientifiques. De plus, cette étude permet de définir des stratégies de suivi des alertes. En effet, il peut être intéressant dans certains cas de se limiter à l’utilisation des LST pour
11.5. Etude de la population de sursauts gamma 159
observer les sursauts gamma afin d’optimiser les temps d’observation des télescopes.
Estimation du nombre de sursauts gamma détectables par CTA
Dans le but d’estimer le nombre de sursauts gamma détectables par CTA, plusieurs points doivent pris en compte :
— Le nombre de sursauts gamma dans une sphère de redshift < 2 (une va-leur limite de 2 est choisie car aucun sursaut gamma ne semble pouvoir être détecté au-delà en raison de l’EBL [6]). Ce nombre est donné par l’intégration de la distribution du nombre de sursauts gamma en fonc-tion du redshift de [35], ce qui donne ∼760 sursauts/an. Cette valeur doit être multipliée par le cycle de fonctionnement de CTA (≈ 1000 h). La probabilité finale d’observer un sursaut gamma durant cette période est de l’ordre de 11%.
— La fraction du ciel observable par CTA doit être prise en compte. CTA ne peut pas observer entre 0◦ et 20◦ au dessus de l’horizon. Le réseau ne peut donc observer que ≈ 15 % du ciel.
— Finalement, l’angle zénithal d’observation doit être pris en compte. Le ciel est divisé en trois domaines d’angle zénithal : 0◦-30◦, 30◦-50◦ et 50◦ -70◦. Comme seulement les fonctions de réponses des instruments pour des angle zénithaux de 20◦ et 40◦ étaient disponibles, le dernier bin de 60◦ a été simulé en prenant la fonction de réponse de 20◦et en augmen-tant artificiellement le seuil en énergie à 300 GeV. Ces bins représentent respectivement 20% et 34% et 46% du ciel observable.
Tous ces points pris en compte font que le nombre final de sursauts gamma observable est d’environ 13/an. Ce résultat en accord avec les taux de suivi des réseaux de télescopes ˇCerenkov actuels.
Etude de population
Après avoir estimé le nombre de sursauts gamma observables par an, la population de ces sursauts doit être construites. Pour ce faire, tous les paramètres physiques (du sursaut) ainsi qu’observationnels ont été pris en compte. La population de sursauts gamma a été simulée en tirant aléatoi-rement dans des distributions des différents paramètres comme la durée du sursaut T90[27], son énergie isotropique [28] et son redshift [17] (Figure11.6). De plus, les courbes de lumière choisies pour effectuer les simulations ont été tirées aléatoirement parmi les trois types précédemment décrites.
Différents moments ont été choisis comme début d’observation : 0 s (non réaliste) et 20 s (meilleure délai de repositionnement pour un LST) pour la phase prompte et T90,T90+600 s, T90+1 h et T90+2 h pour la phase afterglow. Pour éviter les biais statistiques, 1000 simulations ont été faites des 13 sur-sauts gamma tirés pour chaque combinaison des paramètres , Γ et le temps d’observation.
160 Chapitre 11. Détections de sursauts gamma avec CTA
FIGURE 11.6 – Distributions de la population de sursauts gamma extrait de [27], [28] et [17].
11.5. Etude de la population de sursauts gamma 161
Configuration Phase e, B tstart[s] Nombre moyen de détections du Réseau Sud Prompte 0.4, 0.4 0, 20 5.3±1.7, 3.9±1.6 Nord Prompte 0.4, 0.4 0, 20 4.2±1.7, 2.2±1.3 LST Nord Prompte 0.4, 0.4 0, 20 4.2±1.6, 2.0±1.3 Sud Prompte 0.01, 0.79 0, 20 1.2±1.0, 0.5±0.7 Nord Prompte 0.01, 0.79 0, 20 1.8±1.3, 0.7±0.8 LST Nord Prompte 0.01, 0.79 0, 20 1.7±1.2, 0.7±0.8 Sud Afterglow 0.1, 0.01 T90, 600 8.8±1.7, 7.1 ±1.8 3600, 7200 7.1±1.8, 6.8±1.8 Nord Afterglow 0.1, 0.01 T90, 600 8.5±1.7, 6.5±1.8 3600, 7200 6.5±1.8, 6.1±1.8 LST Nord Afterglow 0.1, 0.01 T90, 600 8.3±1.7, 6.2±1.8 3600, 7200 6.1±1.9, 4.9±1.8 Sud Afterglow 0.01, 0.79 T90, 600 0.5±0.7, 0.1±0.3 3600, 7200 0, 0 Nord Afterglow 0.01, 0.79 T90, 600 0.6±0.7, 0.1±0.3 3600, 7200 0, 0 LST Nord Afterglow 0.01, 0.79 T90, 600 0.1±0.3, 0 3600, 7200 0, 0
TABLE 11.3 – Détections de sursauts gamma avec différentes configurations de réseau et différents ratio e/B.
Résultats
Les résultats de ces simulations sont reportés dans le Tableau11.3. Pour la phase prompte, deux ensembles de valeurs e et Bont été choisis (0.4-0.4 et 0.01-0.8). Comme attendu en raison de la faible composante SSC, le nombre de détections pour une grande valeur du ratio e/B est plus bas.
Ces résultats montrent aussi l’importance des LST dans les réseaux CTA nord et sud. L’utilisation de 15 MST au site nord n’augmente que de 0.1 ou 0.2 le nombre de sursauts gamma détectés par an.
Pour des ratios e/Bfaibles, les chances de détection d’un afterglow sont faibles (proches de 0). Par contre, les détections d’une phase prompte sont plus susceptibles de se produire avec une détection d’environ 1 sursaut/an. Si les valeurs réelles des paramètres e et B sont effectivement proches de celles-ci alors les chances de détection seront faibles pour les phases prompte et afterglow.
Pour des hauts ratios e/B, le taux de détection est bien plus optimiste. Les détections sont bien plus nombreuses et permettraient des résultats ré-volutionnaires dans l’observation des sursauts gamma. Si par exemple, seuls les LST étaient utilisés pour le suivi des alertes alors le taux de détection des sursauts gamma serait de 2 sursauts/an pour la phase prompte et 6-9 sur-sauts/an pour l’afterglow.
162 Chapitre 11. Détections de sursauts gamma avec CTA
Comparaison Fermi-LAT/CTA
Afin de vérifier la fiabilité des résultats obtenus précédemment, la même approche a été utilisée pour estimer les nombres de sursauts gamma détectés par Fermi-LAT. Les courbes de sensibilités différentielles pour une détection à 5 σ pour 100 s d’observation de sursauts gamma6 pour des cas optimistes (faible fond) et pessimistes (fort fond = 10 fois le faible fond) ont été obtenues dans [94]. Les courbes de sensibilité de 1800 s ont été obtenues en divisant celle de 100 s parp1800/100 (Figure11.7).
FIGURE11.7 – Courbes de sensibilité de Fermi-LAT pour 100 s et 1800 s de temps d’exposition pour des cas de fort fond
(Pes-simiste) et de faible fond (Optimiste).
Comme Fermi-LAT surveille 20% du ciel à chaque instant, environ 150 sursauts gamma peuvent être observés sur les 760 sursauts/an observables définis précédemment. Le Tableau11.4montre le taux de détection par année attendu avec Fermi-LAT en fonction du niveau de fond choisi. Entre 40 et 60 sursauts gamma sont détectés par an pour une grande composante SSC et environ 5-10 sursauts par an pour une faible composante. Une approche conservatrice serait de considérer la vraie valeur de taux de détection entre ces deux hypothèses. Le taux réel est de 15 sursauts gamma en moyenne par an pour Fermi-LAT. Cette valeur se situe entre les gammes des cas optimistes et pessimistes. L’approche suivie est donc validée par le taux de détection Fermi-LAT attendu.