2.3 L’envoi d’alerte
2.3.2 Les informations publiques
Pour assurer la propriété intellectuelle des résultats de la collaboration, et ainsi permettre de préparer les futures publications, toutes les informations ne sont pas directement rendues publiques. Seules les informations nécessaires aux recherches multi-messagers sont incluses dans les GCN. Voici la liste de ces informations :
— Un code identifiant le candidat et permettant de le rechercher dans la base de données GraceDB [84] ;
— Le temps GPS (Global Positioning System) auquel le signal fut détecté ;
— Les pipelines ayant participé à la détection ;
— Le FAR du candidat en hertz ;
Preliminary Alert Sent Rapid Sky Localization
Classification Automated Vetting Set Preferred Event
Original Detection
Initial Alert or Retraction Sent Classification
Human Vetting Parameter Estimation
10 second 1 minute 1 hour 1 day 1 week
Update Alert Sent Classification
Parameter Estimation
Time since gravitational-wave signal
Figure 2.12 – Étapes de la procédure d’envoi d’alertes de O3. L’axe en abscisse représente le temps après la détection, en secondes, puis en minutes, puis en heures, puis en jours, et enfin en semaines. La couleur bleue traite de l’alerte préliminaire, l’orange de l’alerte initiale ou de la rétractation, et la verte de la mise à jour. Crédits : Abbott et al. [46]
— La localisation du candidat, pour des CBC elle prend la forme d’une carte du ciel en deux dimensions et d’une estimation de la distance de luminosité ;
— Pour les candidatsbursts, la fréquence centrale en hertz et la durée en seconde ;
— Pour les candidats CBC, différentes probabilités indiquant si le signal est d’origine astrophysique, et si oui de quel type de source, si l’un des deux corps a pu être une étoile à neutrons, ou encore si de la matière baryonique a pu être éjectée lors de la collision et ainsi produire une contrepartie électromagnétique ou neutrino.
Les autres informations (les masses, les spins...) sont conservées plusieurs mois par la colla-boration, le temps de publier les articles associés2.
2.3.2.1 Le "superevent"
Il arrive très régulièrement qu’un même événement produise un ou plusieurs candidats dans un ou plusieurs pipelines. Afin de ne pas envoyer un trop grand nombre d’alertes, il convient d’agréger tous ces candidats, quels que soient leurs paramètres, en un seul. On nomme cet agrégat le "superevent", il est construit à partir d’un seul candidat, et hérite de ses paramètres (FAR, SNR, masses...). Les informations publiques discutées plus haut sont définies uniquement à partir de ce candidat, les autres n’étant accessibles qu’aux membres de la collaboration.
Les règles qui définissent quel candidat est choisi pour devenir le superevent ont légère-ment évolué au cours de O3, voici celles utilisées à la fin de cette période :
— Seuls les candidats qui passent les seuils de FAR définis précédemment sont considérés (∼4×10−8 Hz pour les CBC et ∼9×10−9 Hz pour lesbursts) ;
— Parmi les candidats restants, les CBC sont toujours privilégiés par rapport auxbursts;
— Finalement, le candidat ayant le SNR combiné le plus élevé est choisi ;
2. Les données des détecteurs sont par ailleurs découpées en périodes de six mois, rendues publiques un an et demi après leur fin.
— La RRT peut, si elle le juge nécessaire, choisir un autre candidat pour devenir le superevent.
2.3.2.2 Les cartes du ciel
Afin de permettre la recherche de contreparties, une carte du ciel repérant la source est attachée à chaque superevent.
Ces cartes sont construites à l’aide de l’algorithme BAYESTAR, qui utilise les informa-tions produites par les pipelines, comme les séries temporelles des SNR, les temps d’arrivée et les phases mesurées. BAYESTAR utilise un modèle bayésien pour rechercher les positions angulaires et les distances qui maximisent la vraisemblance en fonction des observations et des spécificités des détecteurs considérés. La matrice d’information de Fisher donne alors les incertitudes sur la position maximisant cette vraisemblance [88].
La figure 2.13 illustre ces cartes du ciel en prenant l’exemple de S200225q, un candidat BBH de O3. Ces cartes du ciel sont par la suite mises à jour avec les résultats de PE.
(a) Carte du ciel (b) Estimation de la distance
Figure 2.13 – Position de S200225q, estimée en ligne par BAYESTAR. Source : GraceDB [84]
2.3.2.3 La probabilité que la source soit d’origine astrophysique
Avec les améliorations des détecteurs d’ondes gravitationnelles, le nombre de sources détectées augmente. Les télescopes ne peuvent pas toujours passer du temps à rechercher des contreparties, ils doivent parfois sélectionner les sources les plus intéressantes à suivre.
Les paramètres intrinsèques de la source, masses et spins, ne sont pas rendus public, les astronomes ne peuvent donc pas se baser là-dessus pour faire leur sélection. Afin de les aider à sélectionner les sources les plus intéressantes, celles qui ont une chance de mettre en jeu de la matière baryonique et donc d’émettre de la lumière ou des neutrinos, la collaboration LVK fournit avec chaque alerte une estimation, sous forme de jeux de probabilités, des com-posants de la source.
Nous pouvons distinguer deux types de probabilités. Le premier, nommé PAstro, cherche à estimer si le signal est d’origine terrestre ou astrophysique, et de quel type de source il pourrait provenir. Ces probabilités sont calculées à partir d’un modèle bayésien qui compare
le taux attendu d’événements d’une source donnée à son taux de fausse alarme, en supposant que l’apparition de candidats au dessus d’un seuil de statistique de classement donné suit une statistique de Poisson avec un taux approximativement connu. Ce modèle prend en compte les masses et le SNR dusuperevent mesurées par le pipeline associé. Les résultats de campagnes d’injections faites par gstlal ont été utilisés pour développer et tester l’algorithme qui calcule ces probabilités [89].
Les probabilitésPAstro sont calculées pour chaquesuperevent. Les taux étant mal connus et les paramètres mal estimés par le pipeline en ligne, les valeurs de PAstro restent approxi-matives et indicatives. Elles prennent la forme de cinq valeurs, dont la somme vaut 100% :
— Pterrestrial, la probabilité que le signal soit d’origine terrestre, et non astrophysique ;
— PBN S, la probabilité que le système soit un BNS ;
— PN SBH, la probabilité que le système soit un NSBH ;
— PM assGap, la probabilité que le système ait une composante dans le "Mass Gap" ;
— PBBH, la probabilité que le système soit un BBH.
Chacune de ces sources est définie suivant l’espace des paramètres visibles en figure 2.14.
Cette figure inclut une zone de l’espace des masses qui sépare les étoiles à neutrons des trous noirs, le MassGap. Celle-ci, qui s’étend de 3 M à 5 M, contient tous les objets ayant une masse supérieure aux étoiles à neutrons connues, mais inférieure au trous noirs. Bien qu’il soit difficile de statuer sur la nature de objets dans ce MassGap, ceux-ci peuvent tout-à-fait être des étoiles à neutrons lourdes, ou des trous noirs légers.
1 M 3 M 5 M m1
3 M 5 M m2
BBH
NSBH MassGap
Figure 2.14 – Espace des masses utilisé dans la nomenclature PAstro. Par définition, m2≤ m1. Crédits : Abbott et al. [46]
Le second jeu de probabilités indique la présence de matière, sous la forme d’une étoile à neutrons, dans le système, et quantifie les chances que la coalescence ait produit une contrepartie. Ces probabilités sont calculées à partir des paramètres intrinsèques de la source et de modèles astrophysiques [90, 91, 92].