Interprétation

7.9 Conclusion . . . 112

7.1 Observations

Le 20 juillet 2018 à 14 h 21 min 44 s CET, Swift-BAT [21] lança une alerte à propos d’une source nommée GRB180720B et détectée aux coordonnées (RA = 00 h 02 m 07 s , Dec = -02^◦ 56⁰ 00⁰⁰, 3 arcmin d’incertitude) [126]. Fermi-LAT rapporta aussi la détection d’une nouvelle source le 20 juillet à 22 h 28 min 56 s CET aux coordonnées RA = 0h 2m 19.2s et Dec = -2^◦ 57⁰ 0⁰⁰ (J2000) avec une erreur de 0.11^◦ [29], en accord avec l’alerte de Swift. Un point intéres-sant de l’alerte Fermi-LAT est la phrase suivante "Given that GRB 180720B is detected by both Swift and Fermi, and it is very bright in the LAT, we en-courage follow-up observations." Le suivi de cette alerte fut alors considéré comme prioritaire par H.E.S.S. La position de la source la plus précise a été

98 Chapitre 7. Le cas du GRB 180720B

FIGURE 7.1 – Comparaison des courbes de lumière X du GRB180720B détectée avec Swift-BAT and Swift-XRT aux sur-sauts gamma les plus énergétiques jamais détectés en rayon X

(GRB 100621A, GRB 160625B and GRB 130427B).

donnée par le télescope optique ISON-Castelgrande (RA = 00 h 02 m 06.792 s, Dec = -02^◦55⁰05⁰⁰avec une incertitude de 0.5 arcsec) [116]. Cette position sera considérée comme la position de la source dans la suite du chapitre.

Son redshift a été mesuré grâce à l’utilisation des raies d’absorption du Fe II, Mg II, Mg I, et Ca II. Toutes ces raies, en accord, ont permis d’es-timer un redshift de z = 0.654 [133]. De nombreux autres télescopes op-tiques détectèrent aussi cette source à différents moments [93], [124], [120], [78]. La Figure 7.1 provenant en partie de [121] montre les trois sursauts gamma les plus brillants détectés par Swift-XRT (GRB100621A, GRB160625B, et GRB130427A) et GRB180720B, le sursaut gamma le plus brillant jamais détecté en rayon X nommé GRB130427A [56] a une émission similaire d’un point de vue de la valeur du flux et de la décroissance par rapport au GRB180-720B après 100 s, ce qui montre le caractère exceptionnel du GRB180GRB180-720B dans le domaine X.

La courbe de lumière pour plusieurs gammes en énergie est montrée sur la Figure 7.2. Différentes couleurs ont été utilisées pour représenter les ins-truments ayant détectés GRB180720B : bleu pour LAT, vert pour Fermi-GBM, gris pour Swift-XRT et Swift-BAT et violet pour les instruments op-tiques. La Figure 7.2 montre un comportement similaire (décrit au chapitre 2) aux précédentes détections avec une première émission très forte com-portant des pics détectés par Swift-BAT et Fermi-GBM et une décroissance suivant une loi de puissance. Une émission afterglow a également été détec-tée pendant plus d’un mois en rayon X. Sur cette gamme en énergie, l’indice peut être approximée par une lois de puissance d’indice ΓX = 1.13 ± 0.003. De plus l’indice temporel détecté par Swift-XRT tend vers 2, ce qui est une valeur standard. Ce sursaut est donc standard d’un point de vue temporel mais son flux est très élevée.

7.2. Indices observationnels d’une émission à très haute énergie 99

FIGURE7.2 – Courbe de lumière pour différentes gammes en énergie du GRB180720B. Les couleurs représentent les diffé-rents instruments : bleu pour Fermi-LAT, vert pour Fermi-GBM, gris pour Swift-XRT et Swift-BAT et violet pour les instruments

optiques.

7.2 Indices observationnels d’une émission à très

haute énergie

Les satellites Swift et Fermi permettent d’apporter un autre point de vue sur l’émission du GRB180720B. Il est possible de comparer ses émissions X et γà celles des autres détections provenant de ces deux satellites.

7.2.1 Dans le catalogue des détections de Fermi-GBM

La Figure7.3montre l’émission importante dans la gamme en énergie de Fermi-GBM du GRB180720B représentée par la ligne rouge pointillée. Ce sur-saut gamma fait partie des six sursur-sauts les plus énergétiques jamais détectés par Fermi-GBM sur un total de 2489 détections. Sa fluence est environ 100 fois plus élevée que la moyenne, même si elle est dix fois plus petite que celle du sursaut gamma ayant eu la plus forte émission dans les gammes de Fermi-GBM, Fermi-LAT et Swift (GRB1304127A [56]). Les six autres sursauts ayant des fluences comprises entre celle du GRB180720B et GRB1304127A n’ont pas été détectés par les différents réseaux ˇCerenkov.

100 Chapitre 7. Le cas du GRB 180720B

FIGURE 7.3 – Distribution de la fluence [erg cm⁻²] pour tous les sursauts gamma détectés par Fermi-GBM provenant de [65], [82] et [26]. La fluence de GRB180720B est indiqué en rouge et

celle de GRB130427A en vert.

7.2.2 Dans le catalogue des détections de Fermi-LAT

Le flux détecté dans la gamme en énergie de Fermi-LAT n’est pas extraor-dinairement élevé. La distribution de l’énergie isotropique des sursauts dé-tectés avec Fermi-LAT montrée en Figure 7.4 indique que cet objet est très standard. Il peut être même considéré comme ayant une émission faible par rapport aux autres détections avec Fermi-LAT.

7.2.3 Dans le catalogue des détections de Swift-BAT/XRT

La détection dans le domaine de Swift-BAT est similaire à celle faite avec Fermi-GBM. GRB180720B est très inhabituel. Les niveaux d’émissions sont ici aussi très élevés. Ce sursaut fait partie des cinq plus brillants détectés avec Swift-XRT comme le montre la Figure7.5. Le GRB180720B est représenté par la ligne rouge et le GRB130427A est représenté en vert. Les valeurs sont les flux en rayon X intégrées pendant 11 h après le sursaut. Ces valeurs sont des paramètres standards dans les analyses Swift-XRT. La différence d’émission entre les GRB180720B et GRB130427A peut s’expliquer par la haute émission du GRB130427A durant les premières secondes lors de sa phase prompte. Durant la phase afterglow les niveaux d’émissions sont très proches pour ces deux sursauts.

GRB180720B est donc bien inhabituel dans la gamme en énergie de l’ordre de 0,1 keV- 30 MeV. Cependant, sa faible émission à des énergies plus hautes indique l’existence d’une coupure à ces énergies. Il n’existe pas encore d’ex-plication quant à cette coupure en énergie.

7.3. L’observation avec H.E.S.S. 101

FIGURE 7.4 – Distribution de l’énergie isotropique [erg] pour tous les sursauts gamma détectés par Fermi-LAT. Le GRB180720B est indiqué par la ligne noire. Les données sont

extraites de [1].

FIGURE7.5 – Distribution de la fluence [erg cm⁻²] pour tous les sursauts gamma détectés par Swift-BAT. Celle du GRB180720B est indiquée en rouge et celle du GRB130427A est en vert. Les

valeurs sont extraites de [2].

7.3 L’observation avec H.E.S.S.

L’alerte du GRB180720B de Swift-BAT a été reçue en Namibie le même jour à 14 h 21 min 58 s CET. Cependant, les observations de H.E.S.S. n’ont commencé que 10 h 7 min après l’explosion à 00 h 28 min 44 s CET car les coordonnées de l’alerte ne pouvaient pas être observées avant.

102 Chapitre 7. Le cas du GRB 180720B

Quatre observations de 28 minutes ont été prises. L’angle zénithal d’ob-servation se situait entre 25^◦ et 40^◦ avec une moyenne de 31^◦. Dans le but de diminuer au maximum le seuil en énergie, l’analyse a été faite avec seule-ment les données de CT5 comme recommandé par la procédure d’analyse présentée dans la section 4.3.

7.4 Analyse des données

Après avoir pris les données, la qualité de celles-ci doit être évaluée avant d’effectuer une analyse de la région. Les résultats présentés ici reprennent la procédure expliquée en Annexe A. Se reporter à cette Annexe pour plus d’informations.

La qualité du ciel n’a pas été parfaite, de petites variations de transpa-rence de l’atmosphère ont été présente lors de la prise de données de H.E.S.S., comme le montre la Figure7.6. Lors de la première observation, durant une longue période une diminution allant jusqu’à 22% du taux de déclenchement est présente. Lors de la deuxième observation plusieurs brèves chutes du taux de déclenchement sont présentes, elles représentent jusqu’à une dimi-nution de 16% du taux de déclenchement. La troisième a été prise dans de relativement bonnes conditions puisque la variation de ce même taux est in-férieure à 10%. Enfin la dernière observation contient une chute très brève de 26%. Ces variations du taux de déclenchement montrent une variation de l’acceptance de la caméra en fonction du temps. Le calcule des limites supé-rieures sur ces observations sera inexacte et comportera des erreurs systéma-tiques à prendre en compte. Cependant, les conséquences de ces variations sur les cartes d’évènements sont faibles.

La Figure7.7montre les différents points de vérification des données pour une observation (sur les quatre effectuées). Les cartes de centre de gravité de la première observation sont montrées en haut de la Figure7.7. Les cartes de tous les évènements (à gauche) et des γ seuls (à droite) ne présentent pas de structure pathologique montrant un problème dans les données. La quan-tité de PM désactivés lors de la prise de données est aussi montré au milieu à gauche, ce nombre est proche de 0 (≈ 1%) sur toute l’observation ce qui montre que la caméra de CT5 a bien fonctionné durant la prise de données. Ce point est aussi mis en lumière par la faible quantité de PM désactivés dans la représentation de la caméra située au milieu à droite. L’analyse de la lumière de fond du ciel montrée en bas. La position de la source est représen-tée par un triangle noir. Cette figure montre que la source se situe entre deux étoiles brillantes. Cependant, les valeurs de l’ordre de 160 MHz ne sont pas trop élevées et n’empêchent pas l’analyse.

La dernière étape de la vérification des données concerne l’utilisation de l’analyse en temps réel. Cette analyse moins précise que l’analyse hors ligne qui sera effectuée dans la partie suivante permet de rapidement savoir si une source est présente dans le champ de vue. La Figure 7.8 montre la carte de significativité de l’analyse en temps réel. On peut voir qu’à la position de la source symbolisée par la croix au milieu seul un excès marginal (≈ 2σ) est visible.

7.5. Les résultats 103

FIGURE 7.6 – Taux de déclenchement lors des quatre obser-vations de H.E.S.S. dans un ordre chronologique (runs 140548, 140549, 140550, 140551) en commençant par en haut à gauche. La ligne horizontale représente la valeur moyenne et l’enveloppe

l’écart type des valeurs.

7.5 Les résultats

7.5.1 Analyse statistique

Une analyse Mono utilisant des coupures Loose (voir section 4.4) a été faite afin de diminuer au maximum le seuil en énergie. L’histogramme des évène-ments et la carte de significativité sont montrés en Figure 7.9 haut et milieu. Un excès de signal de 113.3 évènements est détecté avec une significativité de 4.5 σ (pré-trial) pour une durée d’observation de 1.8 h. Le Tableau7.1montre les statistiques d’analyse observation par observation. Les significativités de détection sont proches et montrent une émission considérée comme relative-ment constante (comme attendu d’une observation de quelques heures réali-sée une dizaine heures après le sursaut).

Un zoom sur la région du point chaud est montré en Figure7.9 bas. Un ajustement de la position du point chaud donne les coordonnées RA = 00 h 02 min 9.6 s and Dec =-2^◦ 54⁰ 36⁰⁰ avec une erreur de 0.05^◦(cercle vert sur la Figure) ce qui est distant de 0.03^◦ (1.9 arcmin) de la position la plus précise donnée par [116] (en bleu sur la Figure, le rayon a été multiplié par 20 pour apparaitre sur l’image). Cette distance est grandement inférieure à la PSF de H.E.S.S et montre une compatibilité entre le point chaud détecté par H.E.S.S. et la position du sursaut.

104 Chapitre 7. Le cas du GRB 180720B

FIGURE7.7 – Graphiques de vérification des données de bas niveau. En haut sont les cartes de centre de gravité pour tous les évènements à gauche et γ seulement à droite. Au milieu sont la fraction des PM désactivés en fonction du temps et la fraction du temps de désactivation des PM dans la caméra

7.5. Les résultats 105

FIGURE7.8 – Carte de significativité de l’analyse en temps réel de H.E.S.S. Au centre se situe la position de l’alerte suivie par

H.E.S.S.

Observation Tstart(s) T_obs(s) Angle zénital moyen (◦) Non Noff α Excès σ

140548 36334 1766 39.2 150 1134 10.14 30.13 2.45

140549 38117 1717 34.0 165 1280 9.11 24.50 1.90

140550 39853 1710 28.1 152 1333 11.26 33.61 2.69

140551 41600 1724 24.4 183 1443 9.37 30.00 2.45

Total 36334 6917 31.4 651 5200 9.67 113.3 4.5

TABLE 7.1 – Statistique d’observation par run et pour l’en-semble des runs du GRB180720B.

106 Chapitre 7. Le cas du GRB 180720B

FIGURE 7.9 – Distribution du θ² en haut, carte de significati-vité au milieu et zoom sur cette carte de significatisignificati-vité avec les positions optique (en bleu, le rayon a été multiplié par 20 pour apparaître sur l’image) et la meilleure position de l’ajustement

7.6. Réobservation 107

Model spectral φ[×10−10cm−2s−1TeV−1] Γ E0[TeV]

φ0× E E0

−Γ

2.71 ± 0.74 (stat) ± 0.56 (syst) 3.73 ± 0.98 (stat) ± 0.32 (syst) 0.184 φ0× E

E0

−Γ

× e−τ (z,E)

7.17 ± 2.03 (stat) ± 3.84 1.61 ± 1.23 (stat) ± 0.44 (syst) 0.154

TABLE7.2 – Information spectrales pour différentes lois d’ajus-tement.

7.5.2 Analyse spectrale

Un spectre en énergie montré en Figure7.10a ensuite été calculé à partir des observations H.E.S.S., Swift-XRT, optiques et Fermi-LAT. Deux types de spectres H.E.S.S. ont été calculés d’après la méthode "Forward folding" décrite dans le Chapitre 4. Le premier assumant une loi de puissance : le spectre intrinsèque observé est très mou comme attendu d’une source située à un redshift de 0.65. L’EBL a grandement diminué le flux reçu sur Terre à haute énergie. Ce résultat n’est donc pas surprenant. De plus, la faible statistique ne permet pas de calculer précisément le spectre, une incertitude statistique très grande est présente sur l’indice et la norme.

L’autre calcul du spectre en énergie a été fait grâce à l’utilisation d’une loi de puissance avec un facteur de correction du à l’EBL. Le modèle d’EBL de Franchescini a été utilisé [77]. Le manque de statistique a encore plus d’effets sur l’erreur statistique dans ce cas, ainsi les valeurs du spectre intrinsèque sont difficilement interprétables. Dans les deux cas les incertitudes dues aux erreurs systématiques de reconstruction en énergie (±15% en énergie) et aux conditions d’observation ont été prises en compte. L’incertitude provenant du modèle d’EBL et de l’imprécision de la constante de Hubble (±3%) ont aussi été prises en compte dans le deuxième cas.

Les valeurs d’indice et de normalisation des deux fonctions d’ajustement sont montrées dans le Tableau7.2.

Les limites supérieures Fermi-LAT en Figure7.10proviennent d’une ana-lyse dédiée durant les observations H.E.S.S. Comme Fermi-LAT n’est pas sen-sible au delà de 10 GeV sur une si courte période (2 h), la limite supérieure n’est pas très contraignante. Le spectre Swift-XRT (aussi présenté en Figure

7.10) a été obtenu en extrapolant des données prises quelques minutes avant et après l’observation de H.E.S.S., car Swift ne pouvait pas observer la posi-tion du sursaut au même moment que H.E.S.S. L’indice spectral provient de l’analyse des instants précédents et la norme a été interpolée entre les obser-vations avant et après la période d’observation de H.E.S.S. En ce qui concerne les données optiques, elles ont été obtenues par les instruments OSN [80] et REM [52] dans les bandes R et H. Les magnitudes respectives de 17.53 ± 0.03 et 15.65 ± 0.22 ont ensuite été converties en flux corrigé de l’absorption en prenant en compte les sensibilités de ces instruments pour les filtres utilisés.

7.6 Réobservation

Dans le but de vérifier la présence d’une nouvelle source γ à cette posi-tion qui n’aurait rien à voir avec un sursaut gamma, une nouvelle campagne

108 Chapitre 7. Le cas du GRB 180720B

FIGURE 7.10 – Spectre durant le moment d’observation de H.E.S.S. Le spectre H.E.S.S. intrinsèque (rouge) et désasorbé de l’EBL (noir), les limites supérieures Fermi-LAT (jaune) et le spectre Swift-XRT (bleu) proviennent d’analyses dédiées. Les

valeurs optiques (vert) proviennent de [80] et [93].

d’observation de cette position à été lancée entre le 7 et le 15 août, soit en-viron 20 jours après la première observation de H.E.S.S. 8.8 h ont été prises avec CT5 et 4.2 h avec CT1-4. De la même façon que précédemment, seules les données prises avec CT5 ont été analysées afin de minimiser le seuil en énergie. De plus, la procédure d’analyse de ces données a été la même que celle présentée dans la partie précédente. La Figure7.11 montre la carte de significativité des ré-observations de la région. La significativité à la position testée est de -1.9 σ. Il y a donc deux possibilités, la première est effectivement la présence d’une source variable à cette position. La seconde est une fluc-tuation statistique. Une limite supérieure du flux de 3.2 x 10⁻¹²erg cm⁻² s⁻¹ a pu être calculée.

La Figure7.12 montre la même courbe de lumière que celle de la Figure

7.2à laquelle ont été ajoutés les points H.E.S.S. Le premier concerne la détec-tion lors de la première observadétec-tion avec un délai de 10 h. Le deuxième point est une limite supérieure provenant de la réobservation de la région.

Les niveaux de flux en énergie détectés par les instruments Swift-BAT et Fermi-GBM sont au-delà des valeurs standards mesurées pour des sursauts gamma classiques d’un facteur ∼ 100. Les décroissance dans les domaines X et optique suivent une loi de puissance d’indice ∼ -1.2 (respectivement α_XRT = 1.29 ± 0.01et αoptique = 1.24 ± 0.02). Cette décroissance coïncidente dans ces deux gammes en énergie est standard dans la détection de sursauts gamma [136].

En prenant pour hypothèse un mécanisme d’émission détectée dans les gammes en énergie des instruments Fermi-LAT et H.E.S.S., on s’aperçoit que la décroissance à haute et à très haute énergie semble aussi suivre une loi de

7.7. Etude des points chauds dans les cartes 109

FIGURE7.11 – Carte de significativité de la réobservation du GRB180720B entre 18 et 25 jours après la première détection

faite par HE.S.S.

puissance d’indice ∼ -1.2. Ceci serait le premier indice d’un comportement similaire des très hautes énergies par rapport à l’optique et le X.

7.7 Etude des points chauds dans les cartes

Les deux chaînes d’analyse (HAP et PARISANALYSIS présentées dans le chapitre 4) n’étant pas complètement indépendantes (utilisant les mêmes données et instruments), les deux résultats ne peuvent être confirmés direc-tement avec HAP. Par contre la probabilité que les deux analyses donnent des points chauds, ayant une significativité de détection supérieure à 4.5 σ , et dus à des fluctuations statistiques peut être estimée. Pour ce faire, d’autres observations faites dans les mêmes conditions ont été analysées en utilisant la même configuration. Ces données ont été analysées avec les deux chaînes d’analyse et les nombres de points chauds aux mêmes positions ont été esti-mées. Les filtres de la sélection des observations sont les suivants :

— quatre observations durant la même nuit ; — angle zénithaux entre 20◦et 40◦;

— durée des observations supérieure à 27 minutes.

Parmi toutes les observations effectuées avec CT5, 133 groupes regrou-pant 4 runs d’observations ont été trouvés. Une recherche en aveugle des points chauds dans ces amas a été effectuée avec la chaîne d’analyse HAP. Une liste de 13 points chauds (> 4.5 σ) a été trouvée, extraite, puis analy-sée en utilisant la chaîne d’analyse PARISANALYSIS. Aucun point chaud

110 Chapitre 7. Le cas du GRB 180720B 100 101 102 103 104 105 106

10

13

10

12

10

11

1010101010101010

109876543

En

er

gy

fl

ux

(e

rg

cm

2

s

1

)

t

1.2

H.E.S.S. (100 GeV - 440 GeV)

Fermi-GBM (8 keV - 10 MeV)

Swift-BAT+XRT (0.3 keV - 10 keV)

Fermi-LAT (100 MeV - 10 GeV)

Optical (r - band)

10

0

10

1

10

2

10

3

10

4

10

5

10

6

Time since GBM trigger (s)

4

2

0

Photon index

FIGURE7.12 – Courbe de lumière du GRB180720B pour rentes gammes en énergie. Les couleurs représentent les diffé-rents instruments : bleu pour Fermi-LAT, vert pour Fermi-GBM, gris pour Swift-XRT et Swift-BAT, violet pour les instruments

optiques et rouge pour H.E.S.S.

en commun n’a été trouvé. Une distribution des significativités de détection est représentée en Figure7.13 afin d’évaluer la corrélation entre ces points chauds. La distribution est centrée en µ = 0.42 ± 0.04 et avec un écart type σ = 1.39 ± 0.02. La probabilité d’obtenir un point chaud supérieur à 4.5 σ dans ces données est donc de P = 1.8 x 10⁻³. Il est ainsi très improbable d’ob-tenir simultanément un point chaud supérieur à 4.5 σ dans une carte HAP et dans une carte PARISANALYSIS, à la même position. Toutefois, seulement 13 cas ont été analysés. Cette faible statistique ne permet pas de répondre définitivement mais est encourageante.

7.8. Interprétation 111

FIGURE 7.13 – Distribution des significativités de détec-tion avec PARISANALYSIS des points chauds obtenus avec

HAP(χ2/dof = 0.999).

7.8 Interprétation

Le spectre intrinsèque observé avec H.E.S.S. 10 h après la première dé-tection possède un indice de Γ = 1.6 ± 1.2(stat) ± 0.4(syst) Il est difficile de modéliser l’émission d’une détection à très haute énergie avec un tel dé-lai. Deux scénarios de processus qui pourraient expliquer ce spectre observé avec tel un tel délai ont été explorés. Le premier est un rayonnement syn-chrotron produisant les émissions de la radio jusqu’à la très haute énergie.

Dans le document Mise en route du premier grand télescope de CTA et étude de sources de rayons gamma transitoires (Page 132-148)